Febrero 2016
Las fases de la luna afectan a la cantidad de lluvia
1/2/2016 de University of Washington / Geophysical Research Letters
El panel (a) muestra cómo la fuerza de gravedad de la Luna afecta a la Tierra y su atmósfera. Es más intensa justo debajo de la Luna y más débil en la cara de la Tierra opuesta a la Luna. El planel (b) muestra la diferencia en la fuerza sentida en varios lugares de la Tierra comparada con la sentida por el centro de la Tierra. Estos diagramas muestran como la Tierra y su atmósfera son deformadas por la atracción gravitatoria de la Luna. Fuente: Christofer Palma / Penn State University.
Cuando la Luna está alta en el cielo, crea un abultamiento en la atmósfera del planeta que produce cambios imperceptibles en la cantidad de lluvia que cae. Esto es lo que afirma un estudio nuevo de la Universidad de Washington (UW) que demuestra que las fuerzas lunares afectan a la cantidad de lluvia, aunque muy poco.
El estudiante de doctorado Tsubasa Kohyama se encontraba estudiando ondas atmosféricas cuando detectó en los datos una ligera oscilación en la presión del aire. Él y el profesor John (Michael) Wallace han pasado dos años estudiando el fenómeno.
Los cambios de presión en el aire relacionados con las fases de la Luna fueron detectados por primera vez en 1847. En un artículo anterior los investigadores de UW estudiaron los datos tomados por una red global para confirmar que la presión del aire en la superficie claramente cambia con las fases de la Luna. “Cuando la Luna está justo encima o justo debajo la presión del aire es mayor”, afirma Kohyama.
Ahora, su nuevo artículo es el primero que demuestra que la atracción gravitatoria de la Luna también disminuye ligeramente la cantidad de lluvia.
Cuando la Luna está arriba su gravedad hace que la atmósfera se deforme con un bulto dirigido hacia ella, así que la presión o peso de la atmósfera en esa cara del planeta aumenta. Presiones más altas producen incrementos en la temperatura de las zonas de aire que tienen debajo. Dado que el aire más caliente puede contener más humedad, esas mismas zonas se encuentran ahora más lejos de su límite de saturación.
Kohyama y Wallace estudiaron 15 años de datos tomados por un satélite de NASA y la Agencia de Exploración Aeroespacial de Japón, entre 1998 y 2012, para demostrar que, efectivamente, la lluvia es ligeramente menor cuando la Luna está en lo alto. El cambio es de sólo un 1% de la variación total en las precipitaciones, así que no es suficiente como para tener consecuencias sobre otros aspectos del tiempo meteorológico o para que la gente note la diferencia.
El hielo de agua es abundante en Plutón
1/2/2016 de New Horizons
Distribución del hielo de agua en la superficie de Plutón. Crédito: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute.
Datos tomados por la nave espacial New Horizons de Plutón apuntan a una mayor abundancia de hielo de agua en la superficie de Plutón de lo que se había pensado con anterioridad.
Esta imagen en falso color, obtenida a partir de observaciones en luz infrarroja con el instrumento Ralph/Linear Etalon Imaging Spectral Array (LEISA), muestra los lugares donde las señales espectrales de hielo de agua abundan sobre la superficie de Plutón.
El hielo de agua constituye la “roca” de la corteza de Plutón, un lienzo sobre el cual elementos más volátiles pintan imágenes que cambian con las estaciones. Los mapas iniciales del lecho de roca de hielo comparaban los espectros de LEISA con un modelo de hielo de agua puro, resultando el mapa de la izquierda.
Una desventaja de esta técnica es que la señal espectral del hielo de agua es fácilmente enmascarada por hielo de metano, así que el mapa sólo muestra áreas que son especialmente ricas en hielo de agua y/o deficitarias en hielo de metano. El método mucho más sensible utilizado en la imagen de la derecha incluye modelos de las contribuciones de todos los volátiles de Plutón a la vez.
El mapa nuevo muestra que el hielo de agua en la superficie es considerablemente más común en la superficie de Plutón de lo que se sabía, un descubrimiento importante. Pero a pesar de su mucha mayor sensibilidad, el mapa todavía muestra poco o nada de hielo de agua en Sputnik Planum (la parte izquierda u occidental del “corazón” de Plutón) y en Lowell Regio. Ello indica que al menos en estas regiones la capa de roca helada de Plutón está bien escondida bajo una gruesa capa de hielos de metano, nitrógeno y monóxido de carbono.
Una nueva animación en color te lleva volando sobre Ceres
1/2/2016 de JPL
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A partir de imágenes de la nave espacial Dawn de NASA, los científicos han creado una animación nueva en color de un vuelo simulado sobre la superficie del planeta enano Ceres. La película muestra Ceres en color realzado, lo que ayuda a resaltar las diferencias sutiles en el aspecto de los materiales de la superficie. Los científicos piensan que las zonas de tonos azules contienen material fresco, más joven, incluyendo flujos, fosas y grietas.
El vuelo animado sobre Ceres destaca los cráteres más prominentes, como el cráter Occator y la alta montaña cónica Ahuna Mons. Las formaciones de Ceres reciben nombres de espíritus, deidades y festivales agrícolas terrestres.
La película ha sido producida por miembros del equipo de Dawn del Centro Aeroespacial Aleman (DLR) utilizando imágenes tomadas por Dawn desde su órbita alta de cartografiado. Durante esta fase de la misión, que tuvo lugar de agosto a octubre de 2015, la nave espacial rodeó Ceres a una altura de unos 1450 kilómetros.
Los antiguos babilonios emplearon geometría avanzada para el seguimiento de Júpiter
1/2/2016 de AAAS / Science
En tablillas de arcilla como ésta, que describe el cometa Halley en 164 a.C., quedaron registradas las avanzadas observaciones astronómicas de los babilonios. Crédito: Gavin Collins.
El análisis de tablillas antiguas revela que los babilonios utilizaban cálculos geométricos para determinar la posición de Júpiter, empleando una técnica que se creía que no había sido desarrollada hasta 1400 años más tarde en la Europa del s. XIV.
“Las cinco tablillas publicadas en Science contienen instrucciones sobre cómo calcular la posición celeste de Júpiter para un periodo específico de 60 días después de que Júpiter se haga visible en el cielo nocturno”, comenta Mathieu Ossendrijver, de la Universidad Humboldt de Berlín.”En cuatro de ellas estas instrucciones mencionan una figura geométrica, un trapezoide. Resulta que este trapezoide muestra el cambio de velocidad de Júpiter durante el periodo de 60 días”.
Los textos contienen cálculos geométricos basados en el área del trapezoide y en sus lados largo y corto. Los astrónomos antiguos también calcularon el momento en que Júpiter ha recorrido la mitad de esta distancia de 60 días dividiendo el trapezoide en otros dos menores de igual área.
Las tablillas fueron con mucha probabilidad escritas entre 350 y 50 a.C., lo que las convierte en los primeros ejemplos conocidos de uso de la geometría para calcular posiciones en el tiempo y el espacio. “Los astrónomos de la antigua Grecia emplearon muchas técnicas geométricas, pero las figuras geométricas que usan están siempre situadas en el espacio real, con dos o tres dimensiones espaciales”, explica Ossendrijver. “Los métodos geométricos babilonios presentados aquí incluyen figuras que son definidas en un espacio matemático más abstracto, obtenidas dibujando velocidad en función de tiempo, casi de modo moderno”.
Laberinto marciano
2/2/2016 de ESA
Imagen en perspectiva de Noctis Labyrinthus, generada con la cámara estéreo de la nave Mars Express de ESA. Crédito: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO.
La región, conocida como Noctis Labyrinthus – el laberinto de la noche – se encuentra en el límite occidental de Valles Marineris, el gran cañón del Sistema Solar. Forma parte de una compleja formación cuyo origen se encuentra en el levantamiento de la corteza debido a la actividad volcánica y tectónica en la región de Tharsis, donde se encuentran el monte Olympus y otros volcanes grandes.
El abombamiento de la corteza en la provincia de Tharsis tiró de parte del terreno de los alrededores, abriendo fracturas de varios kilómetros de profundidad y dejando bloques (llamados graben) aislados entre las zanjas.
La red completa de graben y fracturas se extiende unos 1200 kilómetros, una distancia equivalente a la longitud del río Rhin desde los Alpes hasta el Mar del Norte. La región mostrada en esta imagen capta una porción de unos 120 km de ancho de la red, con un gran bloque plano en el centro. En las laderas de este bloque y a lo largo de las paredes de los valles se aprecian con detalle extraordinario los corrimientos de tierra, con escombros erosionados en la base de las paredes con mucha pendiente.
Un selfie arenoso enviado por un rover de Marte
2/2/2016 de JPL
Este autorretrato del rover de Marte Curiosity de NASA, tomado el pasado 19 de enero, muestra el vehículo junto a la duna Namib, donde se encuentra analizando muestras de la arena de la duna. Crédito: NASA/JPL-Caltech/MSSS.
El rover ha estado investigando un grupo de dunas activas durante dos meses, estudiando cómo el viento mueve y organiza las partículas de arena en Marte. El sitio es parte del campo de dunas Bagnold, que demarca el flanco noroeste del monte Sharp.
Cuando las imágenes del mosaico fueron tomadas, el rover había arañado el borde de la “duna Namib” y había recolectado la primera de tres muestras de arena de dicha duna. Utilizó su pala más tarde para tomar una segunda muestra, el 19 de enero, y una tercera el 22 de enero.
Durante el procesado de la tercera muestra un actuador del instrumento de procesado de muestras no funcionó tal como estaba previsto. Ahora el equipo de Curiosity está buscando las razones posibles que expliquen el comportamiento del actuador.
Una herramienta novedosa ayudará a los astrónomos a buscar exoplanetas habitables
2/2/2016 de Caltech / Nature Communications
(A) Un segmento del espectro en el infrarrojo cercano de una estrella fría observada con el espectrómetro NIRSPEC del telescopio Keck II. Las bandas oscuras son las longitud de onda de la luz absorbidas en la atmósfera de la estrella. (B) Un segmento del espectro en el infrarrojo cercano del peine de frecuencias láser, observado por NIRSPEC durante las pruebas diurnas. Los pequeños desplazamientos del espectro en relación con el estándar de longitudes de onda estable proporcionado por el peine láser permitiría medir con precisión el desplazamiento de la estrella inducido por un planeta en órbita. Crédito: Emily Martin.
Nuevas y prometedoras herramientas de calibración, llamadas peines de frecuencias láser, podrían permitir a los astrónomos dar un gran paso adelante en el descubrimiento y caracterización de planetas similares a la Tierra alrededor de otras estrellas. Estos instrumentos generan líneas de luz equidistantes, parecidas a las púas de un peine del pelo o a las marcas de una regla (de ahí su otro nombre de “reglas ópticas”). Las marcas sirven como puntos de referencia estables cuando se realizan medidas de precisión, como los pequeños desplazamientos que sufre la luz de las estrellas causada por la atracción gravitatoria de los planetas sobre sus estrellas progenitoras.
Sin embargo, los peines comerciales que existen actualmente tienen un problema importante. Debido a que sus marcas están muy juntas, la salida de luz de los peines debe de ser filtrada para producir líneas de referencia útiles. Este paso adicional añade complejidad al sistema y requiere de un equipamiento adicional caro.
Para resolver estos problemas, investigadores de Caltech estudiaron un tipo de peine que no había sido empleado con anterioridad en astronomía. El novedoso peine produce líneas fácilmente separables, sin necesidad de un filtrado posterior. Además el peine de Caltech está construido con elementos comerciales desarrollados para la industria de las telecomunicaciones.
Para comprobar el funcionamiento del prototipo, los investigadores llevaron el peine a Mauna Kea (Hawái). En septiembre de 2014 el instrumento fue probado en el telescopio infrarrojo Infrared Telescope Facility (IRTF) de NASA; en marzo de 2015 fue utilizado con el espectrómetro de infrarrojo cercano del telescopio Keck II. Los investigadores encontraron que su peine proporcionaba una calibración estable a temperatura ambiente durante más de cinco días en el IRTF. El peine funcionó también sin problemas durante la segunda prueba, a pesar de haber sido desmontado, almacenado durante seis meses y vuelto a montar. “Desde el punto de vista de la madurez tecnológica, el peine de frecuencias que hemos desarrollado está básicamente listo para ser instalado en muchos telescopios”, comenta el coautor del trabajo Scott Diddams.
ALMA confirma las predicciones acerca de las interacciones entre discos protoplanetarios y planetas
2/2/2016 de ALMA / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS)
Ilustración de artista del sistema de Sz 91. El color azul representa el gas del disco, que se extiende más allá del anillo de polvo y que también se detecta dentro del anillo. Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Mark Garlick.
Nuevas observaciones, realizadas con el conjunto de radiotelescopios Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), del disco que rodea una estrella joven, menos masiva que el Sol, confirman las teorías sobre la interacción entre planetas recién formados y discos. Un equipo de astrónomos, dirigido por Héctor Cánovas, de la Universidad de Valaparaíso y el Millennium ALMA Disk Nucleus (MAD), observó el disco de polvo posiblemente esculpido por planetas en formación alrededor de la estrella Sz 91, a una distancia de unos 650 años luz de la Tierra.
Los resultados obtenidos muestran el primer disco alrededor de una estrella que es menos masiva que la nuestra (sólo tiene la mitad de la masa de nuestro Sol), exhibiendo simultáneamente la migración de partículas de polvo desde las zonas más exteriores y signos evidentes de la interacción entre planetas jóvenes con el disco en la zona más interior.
Los planetas nacen en discos de gas y polvo que rodean estrellas jóvenes y las alimentan con su material, dejando una “huella” de esta interacción en la estructura del disco. Los modelos teóricos que estudian esta interacción predicen que los planetas gigantes excavan el disco protoplanetario, creando un “hueco” en la parte más interna del disco, impidiendo que las partículas de polvo, del tamaño de milímetros (como granos de arena en una playa) sigan su viaje hacia la estrella central. Al mismo tiempo las partículas de polvo de las partes más exteriores del disco (las más alejadas de la estrella) se están desplazando hacia el interior por la acción combinada de las fuerzas de gravedad y aerodinámicas.
La combinación de todos estos efectos debería de crear una acumulación de polvo en el borde del hueco. Como consecuencia, debería de verse un anillo bien definido en la emisión de luz de los discos que albergan planetas gigantes recién formados. Esto es lo que ALMA ha observado.
“La nítida imagen de ALMA muestra un anillo alrededor de la estrella joven. Y es un anillo sorprendentemente grande, con unas tres veces el tamaño de la órbita de Neptuno (un radio de aproximadamente 110 unidades astronómicas)”, explica Cánovas. La imagen de ALMA sólo muestra el anillo, ya que el radiotelescopio detecta las partículas de polvo frías que lo componen y no los planetas y la estrella, ya que estos están formados principalmente por gas caliente.
Pictor A: la explosión de un agujero negro en una galaxia muy muy lejana
3/2/2016 de Chandra / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Chorros de partículas en la galaxia Pictor A. Crédito: X-ray: NASA/CXC/Univ of Hertfordshire/M.Hardcastle et al., Radio: CSIRO/ATNF/ATCA.
La galaxia Pictor A, situada a casi 500 millones de años luz de la Tierra, contiene un agujero negro supermasivo en su centro. Emite una enorme cantidad de energía gravitacional cuando el material se precipita en espiral hacia el horizonte de sucesos, el punto de no retorno para el material que cae. Esta energía produce un enorme haz o chorro de partículas que viajan a casi la velocidad de la luz hacia el espacio intergaláctico.
Para obtener imágenes de este chorro los científicos utilizaron el observatorio de rayos X Chandra de NASA varias veces durante 15 años. En la imagen los datos de Chandra (de color azul) han sido combinados con los datos en radio del conjunto de telescopios Australia Telescope Compact Array (en rojo). Estudiando los detalles de la estructura observada tanto en rayos X como en ondas de radio, los científicos esperan comprender mejor estas enormes explosiones en haces.
El chorro a la derecha de Pictor A es el más cercano a nosotros. Muestra una emisión continua en rayos X a lo largo de una distancia superior a los 300 000 años luz. Por comparar, la Vía Láctea tiene unos 100 000 años luz de diámetro. Debido a su relativa cercanía, los científicos han podido observar estructuras con detalle en el chorro y comprobar ideas sobre cómo se produce la emisión de rayos X.
Además los investigadores anunciaron también la detección de otro chorro apuntando en dirección contraria, conocido como “contrachorro”. El brillo relativamente débil de este contrachorro posiblemente se debe a que se está alejando de la Tierra.
Los anillos de Saturno: ¿menos de lo que se ve?
3/2/2016 de JPL / Icarus
Esta imagen muestra una magnífica vista desde arriba y en parte a través de los anillos de Saturno desde su cara no iluminada. Crédito: NASA/JPL/Space Science Institute.
Parece intuitivo que un objeto opaco deba contener más materia que uno más traslúcido. Por ejemplo, el agua embarrada contiene más partículas de suciedad en suspensión que el agua más limpia. Así, también se puede pensar que en los anillos de Saturno las áreas más opacas contienen una concentración mayor de material que los lugares donde los anillos parecen más transparentes.
Pero en un estudio reciente de datos de la misión Cassini de NASA los científicos han encontrado una correlación sorprendentemente pequeña entre lo denso que parece ser un anillo (en términos de su opacidad y reflectividad) y la cantidad de material que contiene. Los nuevos resultados se refieren al anillo B, el más brillante y opaco de los anillos de Saturno, y estan de acuerdo con estudios anteriores que llegaron a resultados similares para otros de los principales anillos de Saturno.
Los científicos descubrieron que aunque la opacidad del anillo B cambia mucho a lo ancho, la masa (o cantidad de material) no varía tanto de un lugar a otro. Los investigadores “pesaron” por primera vez el centro casi opaco del anillo B analizando ondas de densidad espirales. Estas ondas son estructuras pequeñas de los anillos creadas por la atracción gravitatoria que ejercen las lunas de Saturno y el propio planeta sobre las partículas de los anillos. La estructura de cada onda depende directamente de la cantidad de materia en la parte de los anillos donde se encuentra la onda.
“De momento está muy lejos de quedar claro cómo es que regiones con la misma cantidad de material puedan tener opacidades tan diferentes. Podría ser algo asociado con el tamaño o la densidad de las partículas individuales o podría tener algo que ver con la estructura de los anillos”, afirma Matthew Hedman, director del estudio. “Las apariencias pueden ser engañosas”, comenta Phil Nicholson, coautor del trabajo. “Una buena analogía es la de un prado neblinoso que resulta mucho más opaco que una piscina, aunque la piscina es más densa y contiene mucha más agua”.
Las señales de Galileo cubren más porción de cielo
3/2/2016 de ESA
La constelación de satélites Galileo completa constará de 30 satélites en tres planos orbitales (incluyendo dos de repuesto por órbita). Constituirán la mayor flota de satélites de Europa, proporcionando datos de navegación en todo el mundo. Crédito: ESA-P. Carril.
Los satélites Galileo noveno y décimo de Europa han empezado a enviar mensaje de navegación. Ambos fueron lanzados juntos el 11 de septiembre del año pasado.
Una vez a salvo en órbita y con sus sistemas activados, sus instrumentos de navegación y los transpondedores de búsqueda y rescate fueron sometidos a procesos rigurosos de comprobación en órbita para asegurar que alcanzaban las especificaciones necesarias para formar parte del sistema Galileo.
Al tiempo que se comprobaba que los propios satélites funcionaban tal como estaba planeado, la campaña de pruebas también confirmó que pueden enlazarse adecuadamente con la red mundial en tierra de Galileo.
La prueba fue coordinada por los centros de control de Galileo de Oberpfaffenhofen en Alemania (desde donde se realizó el envío de órdenes y control de los satélites) y Fucino en Italia, desde donde se comprobó el envío de los mensajes de navegación a los usuarios.
Los dos próximos Galileos (los satélites 11 y 12), lanzados el 17 de diciembre del año pasado, se encuentran actualmente en la fase de pruebas en órbita. La constelación completa de Galileo estará compuesta por 24 satélites en tres planos orbitales, más dos satélites de repuesto activos en cada plano orbital, listos para cubrir cualquier hueco en el servicio si se produce una avería del sistema. Por el momento los satélites están retransmitiendo señales de navegación con el fin de realizar validaciones técnicas, siendo empleadas por los ingenieros para preparar productos y servicios compatibles con Galileo.
La belleza extraterrestre del Rectángulo Rojo
3/2/2016 de ESA
La belleza extraterrestre de la nebulosa planetaria del Rectángulo Rojo. Crédito: ESA/Hubble y NASA.
Las líneas rectas a menudo no salen porque sí en el espacio. Y cuando lo hacen parecen de algún modo incongruentes y llaman nuestra atención. El Rectángulo Rojo es uno de esos objetos misteriosos.
La primera vez que los astrónomos se fijaron en él fue en 1973. Desde 1915 se sabía que la estrella HD 44179 era doble, pero el Rectángulo Rojo sólo se reveló cuando fue observado con un detector infrarrojo a bordo de un cohete.
Esta imagen fue tomada posteriormente, en 2007, con la cámara ACS del telescopio espacial Hubble. Se centra en longitudes de onda de luz roja, resaltando en particular la emisión de gas de hidrógeno. Esta emisión en concreto se muestra de color rojo. También se registró luz roja-anaranjada pero, para aumentar el contraste, en la imagen ha sido coloreada de azul.
El Rectángulo Rojo se encuentra a unos 2300 años luz en la constelación de Monoceros. Una de las estrellas de HD 44179 se encuentra en las últimas fases de su vida y se ha hinchado mientras las reacciones nucleares en su centro flaquean. El Rectángulo es el resultado de la expulsión de sus capas de gas más exteriores al espacio.
La forma de X que vemos en esta imagen sugiere que algo está impidiendo que la atmósfera de la estrella se expanda de manera uniforme. En lugar de ello, un grueso disco de polvo probablemente rodea la estrella, canalizando su emisión en dos amplios conos, cuyos bordes serían las líneas diagonales que vemos en la imagen. Y aunque esto explica el misterio del objeto, no le resta nada a su belleza extraterrestre.
Un platillo volante glacial
4/2/2016 de ESO / Astronomy & Astrophysics Letters
La joven estrella 2MASS J16281370-2431391 se encuentra en la espectacular región de formación estelar Rho Ophiuchi, que se encuentra a unos 400 años luz de la Tierra. Está rodeada por un disco de gas y polvo — estos discos se denominan discos protoplanetarios, ya que se trata de las primeras etapas en la creación de sistemas planetarios. La imagen principal muestra parte de la región de Rho Ophiuchi e, insertada, vemos una imagen ampliada del Platillo Volante obtenida en el infrarrojo desde el telescopio espacial Hubble de la NASA/ESA. Crédito: Digitized Sky Survey 2/NASA/ESA.
Un equipo de astrónomos ha utilizado los telescopios ALMA e IRAM para realizar la primera medición directa de la temperatura de los grandes granos de polvo que se encuentran en las partes exteriores de un disco de formación de planetas alrededor de una estrella joven. Aplicando una novedosa técnica a las observaciones de un objeto conocido como “Platillo Volante”, se ha descubierto que los granos tienen temperaturas mucho más bajas de lo esperado: -266 grados centígrados. Este sorprendente resultado sugiere que será necesario revisar los modelos de estos discos.
El equipo internacional, liderado por Stéphane Guilloteau, del Laboratorio de Astrofísica de Burdeos (Francia), midió la temperatura de los grandes granos de polvo que hay alrededor de la joven estrella 2MASS J16281370-2431391, en la espectacular región de formación estelar de Rho Ophiuchi, que se encuentra a unos 400 años luz de la Tierra.
Esta estrella está rodeada por un disco de gas y polvo. Estos discos se denominan discos protoplanetarios, ya que se trata de las primeras etapas en la creación de sistemas planetarios. Este disco en particular se ve casi de canto y su aspecto en las imágenes de luz visible ha hecho que sea apodado como el Platillo Volante.
Los astrónomos utilizaron ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para observar el resplandor proveniente de moléculas de monóxido de carbono en el disco de 2MASS J16281370-2431391. Fueron capaces de crear imágenes muy nítidas y encontraron algo raro: ¡en algunos casos vieron una señal negativa! Normalmente una señal negativa es físicamente imposible, pero en este caso hay una explicación que nos lleva a una conclusión sorprendente.
El autor principal, Stéphane Guilloteau, desvela la historia: “Este disco no se observa contra un cielo negro y vacío. En cambio, vemos su silueta frente al brillo de la nebulosa Rho Ophiuchi. Este resplandor difuso se extiende demasiado como para ser detectado por ALMA, pero el disco la absorbe. La señal negativa resultante significa que partes del disco están más frías que el fondo. ¡La Tierra está casi literalmente a la sombra del Platillo Volante!”
Un viento violento procedente del corazón de una galaxia cuenta la historia de una fusión
4/2/2016 de Subaru Telescope / The Astrophysical Journal
Panel izquierdo: la nube gigante de gas ionizado de NGC 6240. La complicada estructura de filamentos tiene una extensión de cientos de miles de años luz. Panel derecho: Un esquema de la nebulosa de NGC 6240. Crédito: Hiroshima University / NAOJ.
Un equipo internacional dirigido por un investigador de la Universidad de Hiroshima ha conseguido revelar la estructura detallada de un flujo de gas ionizado masivo emitido por la galaxia NGC 6240. El gas ionizado que han observado los astrónomos tiene una extensión de unos 300 000 años luz y es transportado fuera de la galaxia por un potente superviento. Ese viento es producido por la intensa formación de estrellas en el centro galáctico.
NGC 6240 es una galaxia con un intenso ritmo de formación de estrellas que se encuentra bastante cerca de la Vía Láctea, a unos 350 millones de años luz. Su ritmo de formación estelar se estima que es entre 25 y 80 veces el de nuestra galaxia. Posee una morfología peculiar, perturbada, indicación de que se trata de dos galaxias espirales que se están fusionando. Debido al gigantesco brote estelar en su centro como resultado de esta fusión, NGC 6240 es muy brillante en luz infrarroja, emitida por el polvo caliente.
Los investigadores utilizaron la cámara óptica Suprime-Cam del telescopio Subaru para estudiar con detalle la estructura del superviento generado por el brote de formación estelar. Además buscaban pistas importantes para entender la historia del brote de formación de estrellas en NGC 6240. Observaron la galaxia con un filtro especial de paso de banda que transmite de forma selectiva la luz alrededor de la línea de emisión producida por el hidrógeno ionizado. Esto les permitió estudiar la estructura del gas ionizado asociado con el superviento.
Su observación, la más profunda hasta la fecha, reveló una compleja nebulosa gigante de gas ionizado rodeando NGC 6240. Esta nebulosa tiene una extensión de unos 300 000 años luz y contiene estructuras complicadas de filamentos, bucles y burbujas. Los astrónomos conocían esta nebulosa, pero la profundidad de la observación ha permitido que estos investigadores hayan sido los primeros en estudiar algunas de las estructuras más débiles y con más detalle de la nebulosa. Se detectaron grande “burbujas rotas” al noroeste (arriba a la derecha en la imagen) y al sureste (abajo a la izquierda) de la galaxia. Estas formaciones son la prueba de un antiguo superviento bipolar que soplaba a lo largo del eje menor del disco de la galaxia principal (ortogonal al disco galáctico principal).
La nave Juno de NASA, en ruta hacia Júpiter
4/2/2016 de JPL
Lanzada desde la Tierra en 2011, la nave espacial Juno llegará a Júpiter en julio de 2016 para estudiar el planeta gigante desde una órbita polar elíptica. Crédito: NASA/JPL-Caltech.
La nave espacial alimentada con energía solar Juno de NASA ejecutó con éxito una maniobra de ajuste de su trayectoria de vuelo ayer 3 de febrero. La maniobra refinó la ruta de la nave espacial, que así llegará al mayor planeta del Sistema Solar en cinco meses desde hoy. “Esta es la primera de dos correcciones de trayectoria que ajustarán la órbita de Juno alrededor del Sol, perfeccionando nuestro encuentro con Júpiter el 4 de julio”, comenta Scott Bolton, del Southwest Research Institute.
Durante la maniobra los propulsores de la nave consumieron 0.6 kg de combustible y alteraron la velocidad de la nave en 0.31 metros por segundo. En el momento de la maniobra Juno se encontraba a 82 millones de kilómetros de Júpiter y aproximadamente a 864 millones de kilómetros de la Tierra. La próxima maniobra de corrección de trayectoria está planeada para el 31 de mayo.
Juno fue lanzada el 5 de agosto de 2011. La nave espacial completará 33 órbitas alrededor del mundo joviano, bajando hasta solo 5000 km por encima de las cubiertas de nubes del planeta cada 14 días. Durante los sobrevuelos Juno estudiará qué hay bajo la cubierta de nubes que oscurece el interior de Júpiter y también sus auroras para conocer más acerca de los orígenes, estructura, atmósfera y magnetosfera del planeta.
El nombre de Juno procede de la mitología griega y romana. El dios Júpiter se escondió envolviéndose con un velo de nubes para ocultar su traición, pero su esposa (la diosa Juno) fue capaz de ver a través de las nubes y descubrirlo.
Una nueva cámara para buscar galaxias que ve mejor cuanto más rojo
4/2/2016 de Berkeley Lab
Las estelas de las estrellas toman forma alrededor del Observatorio Nacional de Kitt Peak en esta imagen de exposición larga. El edificio del telescopio Mayall de 4 m, a la derecha, alberga ahora Mosaic-3, una nueva cámara infrarroja construida con la participación de científicos de Berkeley Lab. Crédito: P. Marenfeld y NOAO/AURA/NSF.
Una cámara recién renovada que incorpora sensores de luz desarrollados en el laboratorio nacional Lawrence Berkeley es ahora una de las mejores cámaras del planeta para estudiar el espacio exterior en longitudes de onda rojas que son demasiado rojas para que el ojo humano las capte.
Los objetos astronómicos muy lejanos parecen mucho más rojos cuando son observados desde la Tierra debido a un efecto conocido como desplazamiento al rojo, así que esta sensibilidad a la luz roja permite a la cámara detectar objetos a muchos miles de millones de años luz de distancia.
La cámara, llamada Mosaic-3, ha empezado su misión de dos años para examinar rápidamente el cielo, acumulando imágenes de cientos de millones de galaxias y estrellas. Fue instalada en octubre en el telescopio Mayall de 4 m del observatorio nacional de Kitt Peak (Arizona, USA). Explorará el cielo del hemisferio norte en longitudes de onda del infrarrojo desde 850 nanometros a 1 micra, un rango conocido como la “banda z”.
Mosaic-3 captará imágenes casi el doble de rápido que su cámara predecesora y puede ver galaxias 10 veces más débiles que las detectadas en una exploración anterior, el Sloan Digital Sky Survey. Ayudará a identificar galaxias que podrán ser observadas con más detalle por DESI, el Instrumento Espectroscópico de Energía Oscura, que está previsto que sea instalado en el telescopio Mayall en 2018. DESI producirá un mapa 3D del universo hasta una distancia de 12 mil millones de años luz y ayudará a entender la “energía oscura”, una misteriosa forma de energía que está haciendo que la expansión universal se acelere.
No hay grandes cuevas dentro del cometa 67P
5/2/2016 de ESA / Nature
No hay grandes cavernas dentro del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko. La misión Rosetta de ESA ha realizado medidas que demuestran claramente esto, resolviendo un antiguo misterio.
Los cometas son los restos helados de la formación de los planetas hace 4600 millones de años. Un total de ocho cometas han sido visitados ya por naves espaciales y gracias a estas misiones, hemos construido una imagen de las propiedades básicas de estas cápsulas del tiempo cósmicas. Pero aunque algunas preguntas han sido respondidas, otras nuevas han aparecido.
Se sabe que los cometas son una mezcla de polvo y hielo y que si fueran completamente compactos serían más pesados que el agua. Sin embargo, medidas anteriores han demostrado que algunos de ellos tienen densidades extremadamente bajas, mucho más bajas que las del hielo de agua. La densidad baja implica que los cometas deben de ser altamente porosos. ¿Pero se debe esta porosidad a la presencia de enormes cavernas vacías en el interior del cometa o se trata de una estructura más homogénea y de baja densidad?
En un nuevo estudio un equipo dirigido por Martin Pätzold, del Rheinische Institut für Umweltforschung an der Universität zu Köln, Alemania, ha demostrado que el cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko es también un objeto de baja densidad y han podido descartar un interior cavernoso. Este resultado está de acuerdo con datos previos tomados por el experimento de radar CONSERT de Rosetta demostrando que la ‘cabeza’ del cometa es bastante homogénea en escalas espaciales de varias decenas de metros.
La explicación más razonable es que la porosidad del cometa es una propiedad intrínseca de las partículas de polvo mezcladas con hielo que componen su interior. De hecho, medidas de naves espaciales anteriores habían mostrado que el polvo cometario habitualmente no es un sólido compacto sino más bien un agregado ‘esponjoso’, dando a las partículas de polvo una porosidad alta y una baja densidad. Los instrumentos COSIMA y GIADA de Rosetta han demostrado que esos mismos tipos de granos de polvo se encuentran también en 67P/Churyumov-Gerasimenko.
Una nueva simulación pone en duda el papel de Júpiter como protector de la Tierra
5/2/2016 de Mary Ann Liebert, Inc., publishers / Astrobiology
El planeta Júpiter junto con Saturno no protegieron la Tierra frente a los impactos de cometas en los primeros tiempos del Sistema Solar sino que, por el contrario, los dirigieron hacia la Tierra permitiendo que así aportaran los ingredientes necesarios para el desarrollo de la vida en nuestro planeta. Fuente: Solar System Exploration Research Virtual Institute.
No sólo el concepto de Júpiter como “escudo” que protege a la Tierra de impactos de cometas es falso, sino quizás incluso el papel más importante de Júpiter en ayudar al desarrollo de la vida en la Tierra fue justo el contrario: aportar los materiales volátiles desde el Sistema Solar exterior necesarios para que se formara la vida.
Kevin Grazier, de JPL, ha simulado la evolución de decenas de miles de partículas en los huecos entre los planetas jovianos durante un máximo de 100 millones de años. Basándose en sus resultados, el Dr. Grazier concluye que el papel de escudo generalmente atribuido a Júpiter es incorrecto. Las simulaciones demuestran que Júpiter se alía con Saturno para enviar una fracción importante de partículas hacia el Sistema Solar interior y en órbitas que cruzan el camino de la Tierra. Propone que un Sistema Solar con uno o más planetas situados más allá de la región de planetas terrestres es algo beneficioso para el desarrollo de la vida.
Tiempos revueltos, cuando las estrellas se acercan
5/2/2016 de Heidelberg Institute for Theoretical Studies (HITS) / The Astrophysical Journal Letters
Ambas imágenes muestran cortes a través del volumen de la simulación tridimensional después de 105 días en la envoltura común. En el plano orbital (figura 1) la estrella compañera y el núcleo de la estrella gigante roja giran una alrededor del otro. La imagen 2 muestra un plano perpendicular al plano orbital. Crédito: Sebastian Ohlmann / HITS.
Más de la mitad de las estrellas que conocemos tienen una compañera, una segunda estrella que puede tener un efecto importante sobre su estrella primaria. La influencia mutua dentro de estos sistemas binarios de estrellas es particularmente intensa cuando las dos atraviesan una fase en la que se ven rodeadas por una envoltura común consistente en hidrógeno y helio. Comparado con el tiempo total que tardan en evolucionar las estrellas, esta fase es extremadamente corta, así que los astrónomos tienen muchas dificultades para observarla y estudiarla. Aquí es donde entran en juego los modelos teóricos acompañados de intensas simulaciones por computadora.
Utilizando métodos nuevos, los astrofísicos Sebastian Ohlmann, Friedrich Röpke, Rüdiger Pakmor, y Volker Springel del Instituto de Estudios Teóricos de Heidelberg (HITS) ha dado un paso adelante en la creación de modelos de este fenómeno. Según anuncian en la revista The Astrophysical Journal Letters, los científicos han descubierto con las simulaciones irregularidades dinámicas que se producen durante la fase de envoltura común y son cruciales para la existencia posterior de los sistemas de estrellas binarios. Estas inestabilidades cambian el flujo de la materia dentro de la envoltura, influyendo así en distancia entre las estrellas y determinando si, por ejemplo se producirá una explosión de supernova y, si es así, de qué tipo será.
“Dependiendo del aspecto inicial de la envoltura común pueden acabar produciéndose fenómenos muy diferentes, como la explosiones de supernova termonucleares”, comenta Sebastian Ohlman.
Los púlsares de milisegundos, origen probable de la señal de materia oscura en el centro galáctico
5/2/2016 de Univerity of Amsterdam / Physical Review Letters
Imagen de la Vía Láctea en rayos gamma, observada por el satélite Fermi. Recuadros: dos análisis estadísticos independientes demuestran que la distribución de fotones es grumosa y no suave, indicando que el exceso de rayos gamma del centro de nuestra galaxia probablemente no es causada por la aniquilación de materia oscura. Crédito: Christoph Weniger, UvA, © UvA/Princeton.
El sorprendente exceso de rayos gamma procedentes del centro de la Vía Láctea probablemente tiene su origen en estrellas de neutrones que giran rápidamente, llamadas púlsares de milisegundos, y no en la aniquilación de materia oscura como se había anunciado anteriormente. Esta es la conclusión alcanzada de los análisis de datos nuevos realizados por dos equipos independientes de investigadores de la Universidad de Amsterdam (UvA) y de la Universidad de Princeton con el Instituto de Tecnología de Massachusetts (MIT).
En 2009 observaciones llevadas a cabo con el Fermi Large Area Telescope revelaron un exceso de fotones de alta energía (o rayos gamma) de alrededor de 2 gigaelectronvolt en el centro de nuestra Galaxia. Durante mucho tiempo se especuló que este exceso de rayos gamma podía ser una señal de la aniquilación de materia oscura. Si fuese verdad, se trataría de un descubrimiento crucial en física fundamental y un gran avance en la comprensión de los componentes de la materia del universo.
Sin embargo en años recientes han surgido muchas otras hipótesis sugiriendo que el exceso de rayos gamma podría tener un origen más ordinario. Ahora nuevos análisis estadísticos de los datos de Fermi llevados acabo por el Dr Christoph Weniger, profesor de UvA y por un equipo de investigadores de Princeton/MIT sugieren que el exceso de emisión tiene su origen realmente en fuentes puntuales. Los científicos concluyen que los mejores candidatos son púlsares de milisegundos.
Los púlsares de milisegundos, o estrellas de neutrones que giran rápidamente, se formaron con frecuencia hace miles de millones de años. Se cuentan entre los objetos más extremos de la Galaxia. Una población de cientos o miles de estos púlsares de milisegundos puede estar escondida en el centro galáctico, evitando ser detectada a causa de la sensibilidad de la instrumentación de que disponemos actualmente. Las futuras exploraciones en radio con telescopios ya existentes y otros que serán construidos en el futuro (Green Bank Telescope, Square Kilometre Array) podrán comprobar esta hipótesis en los próximos años.
En sus análisis, los equipos de UvA y de Princeton/MIT utilizaron cada uno una técnica estadística diferente, ‘ruído no poissoniano’ y ‘transformación con wavelets’ para analizar los datos de Fermi. Lo que encontraron es que la distribución de fotones era grumosa y no suave, indicando que es poco probable que los rayos gamma fueran producidos por colisiones entre partículas de materia oscura, que producirían una emisión más uniforme.
Las misteriosas colinas flotantes de Plutón
8/2/2016 de New Horizons
Las misteriosas colinas flotantes de Plutón. Crédito: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute.
Los glaciares de hielo de nitrógeno de Plutón parecen transportar una carga intrigante: numerosas colinas aisladas que podrían ser fragmentos de hielo de agua de las vecinas tierras altas de Plutón. Estas colinas miden cada una varios kilómetros de ancho, según las imágenes y datos de la misión New Horizons de NASA.
Debido a que el hielo de agua es mucho menos denso que el hielo de nitrógeno, los científicos piensan que estas colinas de hielo de agua están flotando en un mar de nitrógeno congelado y se desplazan con el tiempo como icebergs en el océano Ártico de la Tierra. Estas colinas son probablemente fragmentos de las escarpadas tierras altas que se han roto y están siendo transportados por los glaciares de nitrógeno hacia Sputnik Planum.
A lo largo de las trayectorias por donde fluyen los glaciares se han formado “cadenas” de estas colinas en movimiento. Cuando las colinas llegan al terreno de celdas del centro de Sputnik Planum, se encuentran sujetas a los movimientos convectivos del hielo de nitrógeno y son empujadas hacia los borde de las celdillas, donde las colinas se reúnen en grupos que llegan a alcanzar 20 kilómetros de ancho.
En el extremo norte de la imagen, la estructura de nombre informal Challenger Colles (en honor de la tripulación del transbordador Challenger) parece ser una acumulación especialmente grande de estas colinas, midiendo 60 por 35 kilómetros. Esta estructura está situada cerca de la frontera con las tierras altas, lejos del terreno de celdas y puede que se trate de un lugar donde las colinas han quedado “varadas” debido a que el hielo de nitrógeno es particularmente poco profundo.
Imágenes nuevas de la Luna tomadas por el módulo Chang’e 3 y el rover Yutu
8/2/2016 de The Planetary Society
Emily Lakdawalla ha publicado en su blog de la Sociedad Planetaria una versión accesible de la versión china del Sistema de Datos Planetario, compartiendo los datos de la sonda Chang’e 3 que ya son públicos.
Se trata de cientos y cientos de imágenes de calidad científica tomadas por Chang’e 3 y el rover Yutu.
Los datos de la cámara panorámica del rover Yutu publicados el 20 de enero de 2016 pueden verse en esta página. Los datos de la cámara de terreno del módulo de aterrizaje Chang’e 3 se encuentran en este enlace.
El módulo Chang’e 3 captó las cuatro imágenes de este mosaico donde se ve el rover Yutu dirigiéndose hacia el sur el 23 de diciembre de 2013. El panel solar derecho de Yutu está inclinado hacia abajo para atrapar la luz solar desde un ángulo mejor. Crédito: Chinese Academy of Sciences / China National Space Administration / The Science and Application Center for Moon and Deepspace Exploration / Emily Lakdawalla.
Yutu mira a su alrededor. Dos imágenes de Yutu captadas por el módulo Chang’e 3 el 22 de diciembre de 2013. Crédito: Chinese Academy of Sciences / China National Space Administration / The Science and Application Center for Moon and Deepspace Exploration / Emily Lakdawalla.
Estudiando cómo los constituyentes de la vida terrestre se formaron por primera vez
8/2/2016 de American Chemical Society / Journal of the American Chemical Society
Los científicos miran al espacio exterior para comprender cómo se formaron los primeros componentes de la vida. Crédito: Khlongwangchao/ iStock/Thinkstock .
Un equipo de científicos propone en un artículo de la revista Journal of the American Chemical Society un nuevo conjunto de reacciones químicas cósmicas que podría haber contribuido a la formación de vida en nuestro planeta.
En los primeros minutos de la formación del Universo, a partir de la energía del Big Bang, se formaron el hidrógeno y el helio. Otro elementos se formaron más tarde en los interiores de estrellas nuevas a través de la transformación nucleoquímica del hidrógeno en carbono, nitrógeno, oxígeno y otros. Unos pocos millones de años más tarde explosiones de supernova en estas estrellas expulsaron elementos al espacio formando agua e hidrocarburos, compuestos que contienen carbono e hidrógeno como el metano y el metanol. Cómo evolucionaron los hidrocarburos más complejos, incluyendo los que acabarían conduciendo a la vida en la Tierra, sigue siendo una cuestión abierta. Algunos astrofísicos proponen que todos proceden del metano, que está compuesto por un átomo de carbono y cuatro de hidrógeno. Pero George Olah, Surya Prakas y sus colaboradores tienen una idea diferente.
Los investigadores descubrieron que el metanol, un derivado abundante del metano, es más reactivo que el propio metano. A través de experimentos y cálculos demostraron que el metanol puede dar lugar a toda una variedad de hidrocarburos, sus derivados y productos, incluyendo sus iones (carbocationes y carbaniones), que han sido observados en el espacio exterior. Los científicos piensan que cuando estos hidrocarburos y otros compuestos fueron transportados a la Tierra por asteroides o cometas, continuaron evolucionando bajo las condiciones únicas del planeta – agua líquida, una atmósfera respirable y temperaturas moderadas – conduciendo finalmente a la vida tal como la conocemos.
¿Fragmentos de asteroides alrededor de una lejana estrella enana blanca?
8/2/2016 de Phys.org
En esta ilustración de artista un diminuto objeto rocoso es vaporizado mientras se encuentra en órbita alrededor de una estrella enana blanca. Lentamente el objeto se desintegrará, dejando un polvo de metales sobre la superficie de la estrella. Crédito: CfA/Mark A. Garlick.
WD 1145+017, una estrella blanca situada a 570 años luz de la Tierra, captó el año pasado la atención de los astrónomos cuando se descubrieron pruebas de que un objeto rocoso en órbita a su alrededor estaba siendo destruido. Ahora un equipo de astrónomos, dirigido por Saul Rappaport del Instituto de Tecnología de Massachusetts (MIT) desvela pruebas de que el misterioso objeto es un asteroide y que sus fragmentos están flotando alrededor de este denso resto estelar.
Rappaport, junto con un equipo internacional de investigadores, detectó cambios en el brillo de WD 1145+017 utilizando la misión Kepler K2 de NASA. Su investigación determinó que debe de haber algo pasando por delante de esta enana blanca. Cuatro observatorios privados operados por astrónomos aficionados con telescopios de tamaño modesto con aperturas entre los 20 cm y los 80 cm, fueron empleados con la intención de descubrir más detalles en relación con WD 1145+017 y sus alrededores.
Los investigadores anunciaron la detección de 237 tránsitos, manifestados en caídas importantes del flujo de luz de la estrella. Estas caídas son probablemente efecto del oscurecimiento por polvo de cuerpos en órbita alrededor de la enana blanca. Los científicos consiguieron observar de seis a diez caídas por órbita. “Se observaron unas 237 disminuciones de flujo significativas durante 192 horas de exposición…encontramos unas 15 caídas que se repetían de una noche a la siguiente y que típicamente duraban unas cuantas semanas”, según escriben los investigadores en un artículo de investigación.
El objeto está siendo desgarrado por la intensa gravedad de la estrella y está en proceso de ser vaporizado por su radiación. El equipo de Rappaport argumenta que “hay un cuerpo grande, duradero, en una órbita de 4.5 horas (el asteroide), que pierde fragmentos de materia que son una fracción diminuta de su masa total y que se desplazan de forma natural a órbitas de periodos un poco más cortos”.
Descubren una rareza espacial galáctica
9/2/2016 de Subaru Telescope / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters
La galaxia espiral gigante NGC 253 (en color) está acompañada por una galaxia enana recién descubierta, NGC 253-dw2 (arriba izquierda). La forma peculiar, alargada de la enana indica que está siendo destruida por la gravedad de la galaxia mayor, que a su vez muestra irregularidades en su periferia que puede que sean causadas por la influencia mutua entre ambas. Crédito: 2015 R. Jay GaBany (Cosmotography.com) & Michael Sidonio. Recuadro: R. Jay GaBany & Johannes Schedler.
Un equipo internacional de investigadores dirigido por Aaron Romanowsky, de la Universidad Estatal de San José, ha identificado con el telescopio Subaru una débil galaxia enana causando confusión alrededor de una galaxia espiral gigante cercana. Las observaciones permiten ver un proceso que es efímero pero importante en la formación de las galaxias.
“La regiones exteriores de las galaxias gigantes como nuestra Vía Láctea parecen ser un caos de escombros de cientos de galaxias más pequeñas que cayeron con el paso del tiempo y fueron hechas añicos”, comenta Romanowsky. “Estas enanas son consideradas los componentes básicos de las gigantes, pero las pruebas de que las gigantes absorben enanas han sido principalmente incidentales. Ahora hemos pillado una pareja de galaxias en medio de un abrazo mortal”.
Los dos objetos del estudio son NGC 253, también llamada la Galaxia del Dólar de Plata y la recién descubierta enana NGC 253-dw2. Están situadas en la constelación boreal del Escultor a una distancia de 11 millones de años luz de la Tierra y se encuentran separadas entre sí unos 160 mil años luz. La enana tiene un aspecto alargado que es la marca de estar siendo estirada por la gravedad de la galaxia mayor. La próxima vez que la enana se acerque a la gigante podría acabar hecha pedazos y la gigante podría sufrir también daños, si la enana es suficientemente masiva.
Este juego entre las dos galaxias podría dar respuesta a un importante misterio acerca de NGC 253 ya que la espiral gigante muestra señales de haber sido perturbada por una enana. La perturbadora no había sido vista y se presumía que habría perecido, pero ahora la posible culpable ha sido encontrada.
Los planetas similares a la Tierra tienen también interiores parecidos
9/2/2016 de CfA / The Astrophysical Journal
Esta ilustración de artista compara las estructuras interiores de la Tierra (izquierda) con la del exoplaneta Kepler-93b (derecha), que tiene una vez y media el tamaño de la Tierra y es 4 veces más masivo. Una nueva investigación ha descubierto que los mundos rocosos comparten estructuras similares, con un núcleo que contiene un 30 por ciento de la masa del planeta y que está rodeado por un manto cubierto por una corteza delgada. Crédito: M. Weiss/CfA.
Todos los niños aprenden en el colegio la estructura básica de la Tierra: una corteza exterior delgada, un manto grueso y un núcleo del tamaño de Marte. ¿Pero esta estructura es universal? ¿Tendrán las mismas tres capas los exoplanetas rocosos que están en órbita alrededor de otras estrellas? Una nueva investigación sugiere que la respuesta es que sí, que tendrán interiores muy similares al de la Tierra.
Para alcanzar esta conclusión, Li Zeng y sus colaboradores aplicaron un modelo por computadora conocido como el Modelo de la Tierra de Referencia Preliminar (PREM), que es el modelo estándar del interior de la Tierra. Lo ajustaron para tener en cuenta masas y composiciones diferentes y lo aplicaron a los seis exoplanetas rocosos conocidos cuyas masas y tamaños físicos han sido bien medidos.
Descubrieron que otros planetas, a pesar de sus diferencias con la Tierra, deberían todos ellos tener un núcleo de hierro/níquel conteniendo un 30 por ciento de la masa del planeta, como la Tierra. El resto de cada planeta estaría constituido por un manto y una corteza, igual que la Tierra.
El código nuevo puede ser aplicado a mundos más pequeños, helados, como las lunas y planetas enanos del Sistema Solar exterior. Por ejemplo, introduciendo la masa y el tamaño de Plutón, los investigadores encuentran que un tercio de Plutón es hielo (principalmente hielo de agua pero también hielos de amoníaco y metano).
Canibalismo entre estrellas
9/2/2016 de Universität Wien / Science Advances
Simulación de un disco circumestelar inestable gravitatoriamente utilizando cálculos hidrodinámicos. En el disco se forman embriones protoplanetarios gracias a la fragmentación por la gravedad. Las tres imágenes pequeñas muestran la desaparición posterior de la concentración de materia en la estrella. Crédito: Eduard Vorobyov, Universität Wien.
Las estrellas no acumulan su masa final de manera constante sino en series de episodios violentos que se manifiestan con bruscos aumentos del brillo de la estrella. Según esta teoría de Eduard Vorobyov de la Universidad de Viena, el aumento del brillo estelar puede ser causado por fragmentación debida a inestabilidades gravitacionales en discos gaseosos masivos que rodean estrellas jóvenes, seguidos por la migración de densas masas compactas de gas hacia la estrella. Este “canibalismo”, tal como lo describe Vorobyov, ha sido comprobado por primera vez gracias al empleo de instrumentos de observación avanzados.
Las estrellas nacen dentro de una nube de gas y polvo interestelares que está girando y que se contrae por su propia gravedad hasta alcanzar la densidad de una estrella. Sin embargo, la mayor parte de la nube se encuentra en un disco circumestelar que se forma alrededor de la estrella antes de precipitarse hacia ella. Se pensaba que las estrellas van acumulando materia del disco de manera progresiva hasta alcanzar su masa final, pero una nueva investigación demuestra que en realidad lo hacen en episodios violentos durante los cuales la estrella aumenta bruscamente de brillo. La joven estrella FU Orionis de la constelación de Orión es el ejemplo prototipo, habiendo aumentado 250 veces su brillo en sólo un año, y ya ha permanecido en este estado de alta luminosidad durante casi un siglo.
Un mecanismo posible que explique el fenómeno es el publicado ahora por Vorobyov, en el que describe la formación de concentraciones de materia en el disco circumestelar seguida por su migración hacia la estrella, proceso que describe como un “canibalismo a escalas astronómicas”. Estas aglomeraciones podrían haber madurado formando planetas gigantes como Júpiter, pero en cambio han acabado engullidas por la estrella progenitora.
La Tierra tiene sólo un 82 por ciento de probabilidades de estar habitada
9/2/2016 de University of Washington / Astrophysical Journal
Astrónomos del Laboratorio Planetario Virtual de la Universidad de Washington han creado un índice para clasificar los exoplanetas según su habitabilidad. ¿Pero qué puntuación tendría la Tierra si fuese observada desde una distancia de varios años luz?. Crédito: NASA.
Sabemos que la Tierra es habitable porque, bien, estamos aquí. Pero ¿parecería una buena candidata para albergar vida observada desde cientos de años luz de distancia? Buena, pero quizás no óptima, según el astrónomo Rory Barnes, de la Universidad de Washington.
Barnes y sus colaboradores trabajan en la definición de un “índice de habitabilidad de planetas en tránsito” para establecer un orden de prioridad entre los exoplanetas en la búsqueda de vida.
Los astrónomos no observan los exoplanetas directamente sino por la atenuación de la luz de su estrella que se produce cuando el planeta pasa por delante de ella (un evento llamado tránsito). Hay muchos factores que intervienen a la hora de juzgar acerca de la posible habitabilidad de un mundo, incluyendo la cantidad de energía que recibe de su estrella, la distancia y el radio de su trayectoria orbital y el comportamiento de sus planetas vecinos. Se emplea la espectrometría para estimar la masa y el radio de la estrella, datos a partir de los cuales los astrónomos pueden calcular el tamaño del propio planeta.
Los investigadores emplean estos dato para crear un modelo de un planeta y lo comparan con la información disponible de mundos reales. Combinando esta miríada de cálculos, el índice da a la Tierra, si fuese observada tan lejos como nosotros observamos planetas lejanos, un 82 por ciento de posibilidades de ser adecuado para la vida.
¿Sólo un 82 por ciento? “Básicamente, lo que nos hace perder algo de probabilidad o posibilidad de vida es que podríamos estar demasiado cerca de la estrella”, comenta Barnes. “De hecho estamos bastante cerca del borde interior de la zona de habitabilidad. Si detectásemos la Tierra con nuestras técnicas actuales, concluiríamos de modo razonable que podría ser demasiado caliente para la vida”. La zona de habitabilidad es la franja de espacio alrededor de una estrella en la que un planeta rocoso en órbita podría ser capaz de mantener agua líquida en su superficie.
Los científicos descubren galaxias escondidas detrás de la Vía Láctea
10/2/2016 de International Centre for Radio Astronomy Research (ICRAR) / Astronomical Journal
Ilustración de artista mostrando las ondas de radio viajando desde las galaxias recién descubiertas, atravesando la Vía Láctea y llegando al radiotelescopio Parkes en la Tierra. Crédito: ICRAR.
Cientos de galaxias cercanas escondidas han sido estudiadas por primera vez, arrojando luz sobre una misteriosa anomalía gravitacional llamada el Gran Atractor. A pesar de encontrarse a solo 250 millones de años luz de la Tierra (muy cerca en términos astronómicos) las galaxias nuevas han permanecido escondidas a la vista hasta ahora por nuestra propia galaxia, la Vía Láctea.
Utilizando el radiotelescopio Parkes de CSIRO, equipado con un receptor innovador, un equipo internacional de científicos ha conseguido mirar a través de las estrellas y el polvo de la Vía Láctea, hacia una región del espacio nunca explorada con anterioridad.
Este descubrimiento puede ayudar a explicar la región del Gran Atractor que parece estar arrastrando a la Vía Láctea y otros cientos de miles de galaxias hacia él con una fuerza gravitatoria equivalente a la de mil billones de soles.
El profesor Lister Staveley-Smith, de la Universidad de Australia Occidental, afirma que han encontrado 883 galaxias, de las cuales un tercio no habían sido vistas con anterioridad. “La Vía Láctea es hermosa por supuesto y es muy interesante estudiar nuestra propia galaxia pero nos bloquea por completo la vista de las galaxias que están más lejos detrás de ella”, comenta.
Los investigadores han identificado varias estructuras nuevas que podrían ayudar a explicar el movimiento de la Vía Láctea, incluyendo tres concentraciones de galaxias llamadas NW1, NW2 y NW3, y dos nuevos cúmulos de galaxias, llamados CW1 y CW2. “Una galaxia promedio contiene 100 mil millones de estrellas, así que el encontrar cientos de galaxias nuevas escondidas tras la Vía Láctea supone descubrir mucha masa de la cual desconocíamos su existencia hasta ahora”.
Los lagos marcianos podrían haber estado relacionados con lugares habitables en el pasado
10/2/2016 de Planetary Science Institute / Planetary and Space Science
Imágenes en perspectiva de (arriba) el fondo de una cuenca donde Rodríguez y sus colaboradores proponen que se formaron lagos poco profundos en las últimas decenas de millones de años y (abajo) el fondo de un análogo marciano, un lago de alta montaña en la meseta tibetana. Las flechas señalan crestas que rodean el suelo de las cuencas. En el caso tibetano se piensa que se han formado por la acumulación de sedimentos llevados hacia el exterior por el agua fría. Fuente: Planetary Science Institute.
La circulación subterránea de agua bajo una gran zona de fosas tectónicas, situada junto a las laderas de algunas de las mayores mesetas volcánicas del Sistema Solar, creó hace más de 3 mil millones de años algunas de las cuencas más profundas de Marte, según un nuevo artículo de J. Alexis Palmero Rodriguez.
Estas cuencas podrían haber sido recubiertas periódicamente, quizás durante cientos de millones de años, por lagos de lava y agua que surgió de fuentes subterráneas sometidas a presión. Ello indica que esta región de Marte pudo haber albergado vida.
“Los valores de temperatura, la presencia de agua líquida y la disponibilidad de nutrientes, que caracterizan los ambientes habitables conocidos en la Tierra, tuvieron mayor probabilidad de formarse en Marte en áreas de presencia continua de agua y con procesos volcánicos”, comenta Rodríguez. “Los depósitos de sales y la estructuras sedimentarias que posiblemente se encuentran dentro de antiguos lagos marcianos son de particular importancia astrobiológica cuando buscamos lugares habitables en el pasado en Marte. Esto es especialmente cierto si la descarga del agua subterránea del Marte primitivo, quizás relacionada con sistemas hidrotermales que permanecieron activos durante miles de millones de años, contribuyó a la formación de los lagos antiguos, tal como se propone en este trabajo de investigación”.
La detección de los lugares donde hay lagos antiguos en Marte es particularmente difícil debido a que por las bajas temperaturas del planeta y su atmósfera delgada su agua embalsada se habría comportado de manera muy diferente a como lo hubiera hecho en la Tierra. “En esta investigación proponemos que existe una región tibetana donde los lagos de alta montaña muestran conjuntos de formaciones únicas que podrían explicar algunas de las formaciones del interior de las cuencas de la región de Marte que ha sido estudiada”.
¿Es adecuado para la vida el océano de Encélado?
10/2/2016 de Astrobiology Magazine
Géiseres siendo expulsados de la superficie de Encélado, una luna helada del planeta Saturno. Crédito: NASA/JPL/SSI.
¿Como de ácido es el océano de la helada luna Encélado de Saturno? Se trata de una cuestión fundamental para comprender si esta luna con géiseres podría mantener vida. Encélado forma parte de una familia de mundos helados, incluyendo Europa (en Júpiter) y Titán (también en Saturno) que pueblan nuestro Sistema Solar exterior. Estos cuerpos son algunos de los lugares más prometedores para la vida ya que reciben energía de las mareas que inducen en ellos los gigantes de gas alrededor de los cuales se encuentran en órbita, y algunos de ellos contienen agua líquida.
La nave espacial Cassini ha estado tomando medidas regularmente de Encélado durante más de una década para evaluar su ambiente. Uno de los factores clave que influencian la habitabilidad de un medio es su composición química, en particular su pH. En la Tierra es posible encontrar vida cerca de los valores extremos de la escala de pH, que va desde 0 (el ácido de las baterías) a 14 (desatascador de tuberías). Conocer el pH nos puede ayudar a identificar las reacciones geoquímicas que afectan la habitabilidad de un ambiente ya que muchas reacciones producen cambios predecibles en el pH.
Aunque no podemos introducir una tira de papel de pH en el agua del océano de Encélado para medir su pH directamente, su valor puede estimarse observando las moléculas en sus géiseres que cambian de forma como respuesta a cambios en el pH.
Recientemente, el geoquímico Christopher Glein ha dirigido a un equipo de investigadores que ha desarrollado un método nuevo de estimación del pH del océano de Encélado utilizando datos observacionales de la geoquímica de los carbonatos en el material de los géiseres. El equipo de Glein intentó crear el modelo químico más completo hasta la fecha del océano teniendo en cuenta las restricciones impuestas por los datos recogidos por dos instrumentos de Cassini, como la salinidad del géiser. Su modelo sugiere que Encélado tiene un océano de sodio, cloro y sales de ácido carbónico con un pH alcalino de 11 ó 12, cercano al del amoníaco o el agua jabonosa.
Se piensa que la química alcalina en Encélado procede de un proceso geoquímico llamado serpentinización. Este se produce cuando las rocas ricas en magnesio y hierro se convierten en minerales del tipo de la arcilla. Además de producir un pH alto, este proceso también origina gas hidrógeno, que es un combustible potente que puede conducir a la formación de moléculas orgánicas que en algunos casos pueden se los componentes básicos de la vida.
Una belleza a menudo ignorada
10/2/2016 de ESO
La galaxia espiral NGC 986 en la constelación de Fornax. Crédito: ESO.
Esta imagen muestra la galaxia espiral NGC 986 en la constelación de Fornax (el horno). La galaxia, que fue descubierta en 1826 por el astrónomo escocés James Dunlop, no suele ser fotografiada debido a que está muy cerca del famoso y rico cúmulo de galaxias de Fornax. Lo cual es una lástima, ya que esta galaxia no solo es un gran objeto de estudio científico, sino que también es muy hermosa.
La galaxia está a unos 56 millones años luz lejos de nosotros y la vemos, casi a la perfección, desde su parte superior o, como dicen los astrónomos, de cara. Esto nos permite ver los dos brazos espirales principales y también una estructura en forma de barra central, compuesta por estrellas y polvo, que hace que la denominemos galaxia espiral barrada.
Los sondeos astronómicos han demostrado que cerca de dos tercios de todas las galaxias espirales contienen una barra, incluyendo la Vía Láctea. Esto hace de NGC 986 el lugar perfecto para estudiar la estructura de las galaxias y averiguar más acerca de nuestra propia galaxia, ya que, para nosotros, es difícil estudiarla desde dentro.
Esta imagen obtenida por el instrumento FORS, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, en el Observatorio Paranal, al norte de Chile, proviene del Programa Joyas cósmicas de ESO, una iniciativa de divulgación que pretende producir imágenes de objetos interesantes, enigmáticos o visualmente atractivos utilizando telescopios de ESO, con un fin educativo y divulgativo. El programa hace uso de tiempo de telescopio que no puede utilizarse para observaciones científicas. Todos los datos obtenidos también están disponibles para posibles aplicaciones científicas y se ponen a disposición de los astrónomos a través de los archivos científicos de ESO.
Un momento estelar bajo los focos
11/2/2016 de ESO
Una joven estrella ilumina a la nebulosa de reflexión IC 2631. Crédito: ESO.
Una estrella recién formada ilumina las nubes cósmicas circundantes en esta nueva imagen del Observatorio La Silla de ESO, en Chile. Las partículas de polvo que hay en las inmensas nubes que rodean a la estrella HD 97300 dispersan su luz (como lo haría la niebla envolvente con la luz de los faros de un coche), creando la nebulosa de reflexión IC 2631. Aunque, por el momento, HD 97300 es el foco de atención, el mismo polvo que hace que sea tan difícil no verla anuncia el nacimiento de futuras estrellas que podrían quitarle el protagonismo.
La brillante región de esta nueva imagen obtenida con el Telescopio MPG/ESO de 2,2 metros es una nebulosa de reflexión conocida como IC 2631. Estos objetos son nubes de polvo cósmico que reflejan la luz de una estrella cercana en el espacio, creando un impresionante espectáculo de luz como el que se ha captado en esta imagen. IC 2631 es la nebulosa más brillante del complejo Chamaeleon (el camaleón), una extensa región de nubes de gas y polvo que alberga numerosas estrellas recién nacidas y otras aún en formación. El complejo se encuentra a unos 500 años luz de distancia, en la constelación meridional de Chamaeleon.
IC 2631 es iluminada por la estrella HD 97300, una de sus vecinas más jóvenes, así como una de las más masivas y brillantes. Esta región está llena de materia prima para fabricar estrellas, lo cual se hace evidente por la presencia de nebulosas oscuras visibles en esta foto encima y debajo de IC 2631. Las nebulosas oscuras tienen tanta densidad de gas y polvo que impiden el paso de la luz de las estrellas del fondo.
A pesar de su presencia dominante, el protagonismo de HD 97300 debe verse en perspectiva. Es una estrella T Tauri, la etapa visible más joven de estrellas relativamente pequeñas. A medida que estas estrellas maduran y alcanzan la edad adulta, pierden masa y se encogen. Pero durante la fase de T Tauri estas estrellas aún no se han contraído al tamaño más modesto que mantendrán durante miles de millones de años como estrellas de secuencia principal.
Unas peculiares “coles de roca” podrían tener pistas de vida en el Marte antiguo
11/2/2016 de Phys.org
Rocas de sílice con forma de “coliflor” fotografiadas por el rover Spirit en el cráter Gusev en 2008. Estas formas nodulares, ¿podrían haber sido construidas por microbios? Crédito: NASA/JPL-Caltech.
Las pruebas de agua y de un clima más templado y húmedo abundan en Marte, ¿pero alguna vez la vida dejó su huella en el Planeta Rojo? Unas protuberancias de roca descubiertas por el rover Spirit en 2008 en el cráter Gusev captó la atención de los científicos de la Tierra. Parecen coliflores o coral, pero estas extrañas rocas marcianas ¿fueron esculpidas por microbios, viento o algún otro proceso?
Al ser analizadas con el espectrómetro mini-TES (Mini-Thermal Emission Spectrometer) de Spirit, resultaron estar hechas de sílice casi puro (SiO2) un mineral que se forma en ambientes volcánicos y calientes. El agua de la lluvia y la nieve se filtran entre las grietas del suelo y entra en contacto con rocas calentadas por magma desde abajo. Caliente a cientos de grados, el agua se evapora y asciende hacia la superficie disolviendo la sílice y otros minerales por el camino antes de depositarlos alrededor de una chimenea o fumarola. Aquí en la Tierra, la sílice precipitada por el agua deja un borde de color claro alrededor de muchos pozos termales del parque nacional Yellowstone.
Tanto en Yellowstone como en la Zona Volcánica Taupo en Nueva Zelanda y en Islandia, las bacterias amantes del calor crean curiosos bulbos y formas como de ramas en estructuras de sílice que se parecen mucho a las rocas de coliflor marcianas. Esto ha llevado al geólogo planetario Steven Ruff y al geólogo Jack Farmer, ambos de la Universidad Estatal de Arizona, a explorar la posibilidad de que los microbios puedan haber participado también en dar forma a las rocas marcianas.
Espiando las microlunas de Saturno
11/2/2016 de ESA
Espiando las microlunas de Saturno. Crédito: NASA/JPL/Space Science Institute
Saturno posee el sistema de anillos más grande del Sistema Solar. Ocupando una región del espacio de 7000 a 80 000 km sobre el ecuador del planeta, estos anillos están compuestos principalmente de partículas de hielo de agua contaminadas con trazas de material rocoso, variando en tamaño desde granos de polvo a fragmentos del tamaño de montañas, mezclados.
Más que un cierto número de anillos concéntricos, el sistema de anillos de Saturno puede visualizarse como un disco con concentraciones de material densas y brillantes junto con regiones menos densas y más oscuras que se encuentran a diferentes radios. Los huecos claros son relativamente raros pero hay un par de separaciones claras (las divisiones de Cassini y de Roche) y varios huecos en los anillos que tienen nombre, estructuras que son creadas y modeladas por las muchas lunas de Saturno. En algunos lugares las lunas han abierto espacios entre los anillos, limpiando sus caminos orbitales de partículas heladas, mientras que en otras regiones los huecos se han abierto debido a resonancias orbitales destructivas.
Los anillos principales son llamados D, C, B, A, F, G y E, en orden creciente de distancia orbital. El anillo F, del cual vemos una sección en esta imagen de la nave espacial Cassini, sólo tiene unos cientos de kilómetros de ancho y es el anillo más activo de los de Saturno, con estructuras que cambian en el curso de unas pocas horas. Tiene dos lunas “pastoras” en órbita justo por dentro y por fuera de sus bordes, llamadas Prometeo y Pandora, respectivamente. Sin embargo, no son los únicos cuerpos en órbita asociados con el anillo F, sino que es también progenitor de numerosos satélites naturales pequeños llamados “microlunas”.
Las microlunas pueden ser detectadas por el modo en que perturban sus alrededores. Una de estas perturbaciones es la mostrada en esta imagen de Cassini; los científicos piensan que una población pequeña de microlunas de diferentes tamaños ha sido la responsable de formar esta estructura cuando chocan y perturban el centro del anillo (algunas de las microlunas pueden verse surgiendo por debajo del anillo justo a la izquierda del centro). De hecho, gran parte de la morfología y comportamiento del anillo F están causadas por los efectos de la atracción gravitatoria y los continuos choques de sus microlunas, a menudo combinados con las perturbaciones producidas por Prometeo.
Aterrizando en un asteroide
11/2/2016 de ESA
Ilustración de artista de la Misión de Impacto en un Asteroide (AIM) cuyo objetivo es aterrizar una pequeña sonda sobre un asteroide. Crédito: ESA – ScienceOffice.org.
ESA ha publicado una ilustración de su Misión de Impacto en un Asteroide (AIM), que consistirá en posar una microsonda sobre un asteroide.
El asteroide en cuestión sólo tiene 170 m de diámetro (es el menor de los cuerpos que forman el sistema binario de Didymos), aproximadamente el mismo tamaño que la pirámide de Gizá. Está en órbita sólo 1.2 km por encima del asteroide primario Didymos, de 800 m de diámetro (que se ve al fondo en la ilustración) y que completa un giro cada 12 horas.
La microsonda, del tamaño de un horno microondas, será la primera de ESA que aterrice sobre un cuerpo pequeño desde que la sonda Philae se posó sobre el cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko en 2014. La sonda, llamada Mobile Asteroid Surface Scout-2 (MASCOT-2), está siendo estudiada en el Centro Aeroespacial Alemán. MASCOT-1 es una sonda que ya se encuentra a bordo de la misión Hayabusa de Japón, lanzada el 3 de diciembre de 2014 y que alcanzará en 2018 el asteroide al que se dirige.
Como su predecesora, MASCOT-2 transportará una cámara de gran campo compacta y un radiómetro para examinar con detalle la superficie del asteroide. Además irá equipada con un radar de frecuencia baja para estudiar el interior del asteroide sobre el que se posa, mientras la nave en órbita AIM capta las señales del radar desde el otro extremo del asteroide. Unos acelerómetros registrarán los detalles de su impacto contra la superficie, mientras que los paneles solares deberían de proporcionar a la sonda por lo menos tres meses de vida laboral.
El gigante adormecido
12/2/2016 de ESA Hubble
Un agujero negro supermasivo de récord se esconde en el corazón de la galaxia elíptica NGC 4889, que se ve en esta imagen delante de cientos de galaxias que se encuentran al fondo y que forma parte del cúmulo de Coma. Crédito: NASA & ESA.
El aspecto plácido de NGC 4889 puede engañar al observador inadvertido. Pero la galaxia elíptica mostrada en esta nueva imagen tomada por el telescopio Hubble de NASA/ESA alberga un oscuro secreto. En su corazón se esconde uno de los agujeros negros más masivos que haya sido detectado jamás.
Situado a unos 300 millones de años luz en el cúmulo de Coma, la galaxia gigante elíptica NGC 4889, la galaxias más brillante y mayor de esta imagen, alberga un agujero negro supermasivo de récord. Con 21 mil millones de veces la masa del Sol, este agujero negro tiene un horizonte de sucesos (la superficie a partir de la cual ni siquiera la luz puede escapar a su atracción gravitatoria) con un diámetro de aproximadamente 130 mil millones de kilómetros. Esto es unas 15 veces el diámetro de la órbita de Neptuno alrededor del Sol. Por comparar, el agujero negro supermasivo del centro de nuestra galaxia la Vía Láctea se piensa que tiene una masa de cuatro millones de veces la del Sol y un horizonte de sucesos mide sólo un quinto de la órbita de Mercurio.
Pero la época en la que el agujero negro de NGC 4889 devoraba estrellas y polvo pertenece al pasado. Los astrónomos piensan que el gigantesco agujero negro dejó de alimentarse y actualmente está descansando después de disfrutar de la cocina cósmica. El ambiente en el interior de la galaxia es ahora tan tranquilo que las estrellas están formándose a partir del gas que ha quedado y se encuentran en órbita sin ser molestadas alrededor del agujero negro.
Aunque es imposible observar directamente un agujero negro (ya que la luz no puede escapar a su atracción gravitatoria) su masa puede ser determinada de manera indirecta. Utilizando instrumentos del Observatorio Keck II y del telescopio Gemini North, los astrónomos midieron la velocidad de las estrellas que giran alrededor del centro de NGC 4889. Estas velocidades (que dependen de la masa del objeto alrededor del cual están en órbita) revelaron la inmensa masa del agujero negro supermasivo.
Determinan las condiciones físicas de dos exoplanetas en el sistema de Kepler-36
12/2/2016 de Phys.org
Ilustración de artista que muestra Kepler-36c tal como se podría ver desde la superficie del vecino Kepler-36b. Crédito: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics/David Aguilar.
Situada a 1530 años luz de la Tierra en la constelación del Cisne, Kepler-36 es una estrella similar al Sol orbitada por dos mundos alienígenas que conozcamos. El planeta más interior, designado Kepler-36b es lo que se denomina una “supertierra” ya que es mayor que nuestro planeta pero más pequeño que Neptuno; Kepler-36c se parece al planeta más exterior del Sistema Solar y es descrito como un minineptuno. Lo que es inusual en este sistema planetario es que estos dos exomundos tienen órbitas muy cercanas, separadas sólo por 0.013 unidades astronómicas, cinco veces la distancia de la Tierra a la Luna. Ahora científicos de Princeton están intentando determinar las condiciones físicas y comprender el proceso de evolución de este curioso sistema.
Basándose en los datos disponibles de la nave espacial Kepler de NASA, James Owend, del Instituto de Estudios Avanzados de Princeton, y Timothy Mortom, de la Universidad de Princeton, estaban buscando información que fuese útil para determinar las condiciones físicas iniciales de ambos planetas. Realizaron cálculos hidrodinámicos para obtener un modelo de evaporación detallado acotando la composición posible de este sistema cuando nació. El modelo muestra una conexión directa entre las propiedades actuales del sistema observadas y las teorías de formación.
Descubrieron que Kepler-36b posee un núcleo que ha sufrido un proceso de evaporación, mientras que Kepler-36c ha retenido parte de su envoltura gaseosa inicial debido a su núcleo de mayor masa y ambos exomundos podrían haber seguido un camino similar de formación. Con una masa central de unas 4.4 veces la de la Tierra, el planeta interior tenía una envoltura de menos del 10% de su masa total. El planeta más exterior se estima que tiene una envoltura que supone entre el 15 y el 30% del total, y su masa central es aproximadamente 7.3 veces la de la Tierra.
Encuentran el mayor planeta rocoso
12/2/2016 de Phys.org
Ilustración de artista de un gran planeta rocoso similar al llamado BD+20594b, recientemente descubierto. Crédito: JPL-Caltech/NASA.
Pensábamos que sabíamos lo grandes que pueden llegar a ser los planetas rocosos. Pero la mayor parte de nuestros conocimientos sobre la formación de planetas y el desarrollo de sistemas solares proceden de la observación directa de nuestro propio Sistema Solar. Simplemente no podíamos ver otros y no teníamos modo de saber lo común o extraño que podía ser nuestro Sistema Solar.
Pero gracias a la nave espacial Kepler y a su capacidad de observar y tomar datos de otros sistemas solares lejanos, hemos encontrado un planeta rocoso que es mayor de lo que pensábamos que podía ser posible. El planeta, llamado BD+20594b, tienen la mitad del diámetro de Neptuno y está formado completamente por roca.
El planeta se encuentra a unos 500 años luz en la constelación de Aries. Es unas 16 veces más masivo que la Tierra y su densidad es de unos 8 gramos por centímetro cúbico. Fue descubierto por primera vez en 2015 cuando pasaba entre el satélite Kepler y su estrella nodriza. Como en muchos descubrimientos, también ayudó la suerte. La estrella progenitora de BD+20594b es excepcionalmente brillante, lo que permitió realizar observaciones más detalladas de lo que es posible en el caso de la mayoría de los exoplanetas.
El descubrimiento de BD+20594b es importante por un par de razones. Primero nos demuestra que hay más miga detrás de la formación de planetas de lo que se pensaba. Hay más variedad en las composiciones de los planetas de los que sabíamos mirando nuestro propio Sistema Solar. Segundo, comparar BD+20594b con otros planetas similares, como Kepler 10c (un candidato anterior a ser el mayor planeta rocoso) proporciona a los astrofísicos un laboratorio excelente para comprobar las teorías de formación de planetas.
Detectan ondas gravitacionales 100 años después de ser predichas por Einstein
11/2/2016 de National Science Foundation/ Physical Review Letters
Imagen aérea del detector LIGO en Livingstone, Lousiana. Crédito: Laboratorio LIGO.
Por primera vez, los científicos han observado arrugas en el tejido del espacio-tiempo llamadas ondas gravitacionales que han llegado a la Tierra desde un suceso cataclísmico que tuvo lugar en el universo lejano. Esto confirma una importante predicción de la teoría general de la relatividad de Albert Einstein y abre una nueva ventana sin precedentes al cosmos.
Las ondas gravitacionales contienen información sobre sus dramáticos orígenes y sobre la naturaleza de la gravedad que no puede obtenerse de ningún otro modo. Los físicos han concluido que las ondas gravitacionales detectadas fueron producidas durante la última fracción de segundo de la fusión de dos agujeros negros que produjo un nuevo agujero negro masivo en rotación. Esta colisión de dos agujeros negros había sido predicha pero nunca observada.
Las ondas gravitacionales fueron detectadas el 14 de septiembre de 2015 por los dos detectores gemelos de LIGO, situados en Livingston, Louisiana, y Hanford, Washington. Basándose en las señales observadas, los científicos de LIGO estiman que los agujeros negros involucrados tenían unas 29 y 36 veces la masa del Sol, y que el choque tuvo lugar hace 1300 millones de años. Cerca de tres veces la masa del Sol fueron convertidas en ondas gravitacionales en una fracción de segundo, con un pico en la señal unas 50 veces por encima de la del universo visible entero. Observando el tiempo de llegada de las señales – el detector de Livingston registró el suceso 7 milisegundos antes que el detector en Hanford – los científicos pueden afirmar que la fuente estaba localizada en el hemisferio sur.
Según la teoría general de la relatividad, una pareja de agujeros negros en órbita alrededor uno de otro pierde energía emitiendo ondas graviacionales, haciendo que se acerquen gradualmente a lo largo de miles de millones de años. Durante la última fracción de segundo los dos agujeros negros chocan convirtiendo parte de la masa conjunta de los agujeros negros en energía, según la fórmula de Einstein E=mc2. Esta energía es emitida como una fuerte explosión final de ondas gravitacionales. Estas son las ondas gravitacionales que LIGO observó.
Formación de planetas alrededor de una estrella binaria
15/2/2016 de National Radio Astronomy Observatory
Imagen compuesta del sistema binario HD 142527 que muestra un claro arco de polvo (en rojo) y un anillo de monóxido de carbono (en azul y verde). El arco rojo no tiene gas, lo que sugiere que el monóxido de carbono se ha “congelado”, formando una capa de escarcha sobre los granos de polvo de la región. Los astrónomos especulan que esta escarcha ayuda a la formación de planetas. Los dos puntos del centro representan las dos estrellas del sistema. Crédito: Andrea Isella/Rice University; B. Saxton (NRAO/AUI/NSF); ALMA (NRAO/ESO/NAOJ).
Los astrónomos tienen dificultades para comprender cómo se forman planetas en sistemas binarios. Los primeros modelos sugirieron que el tira y afloja gravitatorio entre dos cuerpos estelares enviaría a los planetas jóvenes a órbitas excéntricas, posiblemente expulsándolos completamente de su sistema original o haciéndolos chocar contra sus estrellas. Sin embargo, las pruebas observacionales revelan que los planetas sí se forman y que mantienen órbitas sorprendentemente estables alrededor de estrellas dobles.
Para comprender mejor cómo se forman y evolucionan tales sistemas, un equipo de astrónomos ha tomado datos detallados nuevos, con el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), de un disco de formación de planetas alrededor de HD 142527, una estrella binaria situada a unos 450 años luz de la Tierra en un cúmulo de estrellas jóvenes conocido como la asociación de Escorpio Centauro.
El sistema HD 142527 incluye una estrella principal de poco más del doble de la masa del Sol y una estrella compañera de sólo un tercio de la masa de nuestro Sol. Están separadas poco más que la distancia del Sol a Saturno. “Hace tiempo que se sabe que este sistema contiene una corona de gas y polvo donde se forman planetas”, afirma Andrea Isella, de Rice University. “Las imágenes nuevas de ALMA revelan detalles previamente no observados sobre los procesos físicos que regulan la formación de planetas alrededor de éste y de posiblemente muchos otros sistemas binarios”.
Las nuevas imágenes de alta resolución de HD 142527 muestran un amplio anillo elíptico alrededor de la estrella doble. El disco empieza increíblemente lejos del centro de la estrella central (a unas 50 veces la distancia del Sol a la Tierra). La mayor parte de él consiste en gases, incluyendo dos formas de monóxido de carbono (13 CO y CO 180) pero existe una notable ausencia de estos gases dentro de un arco de polvo que se extiende casi un tercio de la distancia alrededor del sistema de estrellas. “La temperatura es tan baja que el gas se convierte en hielo y se pega a los granos de polvo”, comenta Isella. “Se piensa que este proceso aumenta la capacidad para juntarse de los granos de polvo, lo que le convierte en un fuerte catalizador para la formación de planetesimales y, al final, de planetas”.
Saturno y Encélado producen la misma cantidad de plasma
15/2/2016 de University College London / Journal of Geophysical Research: Space Physics
Imagen compuesta en falso color construida a partir de datos obtenidos por la nave espacial Cassini que muestra el brillo de una aurora a 1000 km por encima de las cubierta de nubes del polo sur de Saturno. Crédito: NASA/JPL/University of Arizona/ University of Leicester.
Científicos de UCL que trabajan en la misión Cassini han encontrado la primera prueba de que la alta atmósfera de Saturno puede emitir la misma cantidad total de masa por segundo en su magnetosfera, cuando es azotado por el viento solar, que su luna Encélado. Las magnetosferas son regiones del espacio fuertemente influenciadas por el campo magnético de un planeta cercano y pueden contener partículas cargadas que forman lo que se llama un plasma (gas electrificado a muy alta temperatura), procedentes de fuentes tanto externas como internas.
En el caso de Saturno, la luna Encélado expulsa agua en sus géiseres helados que está ionizada en forma de H2O+, O+, OH+, y es transportada por la magnetosfera. En Júpiter su luna Io proporciona plasma de sus volcanes de azufre mientras que la magnetosfera de la Tierra se ve fuertemente afectada por el viento solar aunque se alimenta de un viento polar de la ionosfera (la capa atmosférica ionizada por las radiaciones solares y cósmicas).
Las misión Cassini había determinado con anterioridad la importancia de Encélado como el principal origen de la materia de la magnetosfera de Saturno pero esta es la primera vez que se ha observado que la ionosfera de Saturno aporta, a veces, un ritmo similar de producción de plasma.
Descubren una rara supernova “impostora” en una galaxia cercana
15/2/2016 de University of Washington / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
La galaxia NGC 300, hogar del sistema inusual que Binder y sus colaboradores estudiaron. La galaxia espiral se encuentra a 6 millones de años luz de distancia. Crédito: NASA/JPL-Caltech/OCIW.
La investigadora postdoctoral Breanna Binder de la Universidad de Washington y sus colaboradores han resuelto recientemente el misterio de de una estrella que se hacía pasar por una supernova.
En mayo de 2010 un astrónomo aficionado de Sudáfrica apuntó su telescopio hacia NGC 300, una galaxia cercana. Descubrió lo que parecía ser una supernova, es decir, una estrella masiva acabando su vida con un estallido glorioso. “La mayoría de las supernovas son visibles durante un corto espacio de tiempo y entonces – en el transcurso de semanas – desaparecen de la vista”, comenta Binder.
Después de que una estrella explote come supernova, deja tras de sí habitualmente un agujero negro o lo que se llama una estrella de neutrones, el núcleo colapsado y de alta densidad de la antigua estrella. Tampoco debería de ser visible desde la Tierra tras algunas semanas. Pero esta supernova – SN 2010da – todavía lo era.
“SN 2010da es lo que llamamos una supernova ‘impostora’ – algo que inicialmente se piensa que es una supernova en base a su emisión brillante de luz, pero que luego se demuestra que es una estrella masiva que por alguna razón está atravesando una enorme fase de actividad”, comenta Binder.
Pero los investigadores también detectaron una gran cantidad de rayos X procedentes de SN 2010da que no debería de emitir una supernova impostora. Nuevas observaciones con el telescopio de rayos X Chandra y el telescopio espacial Hubble permitieron descubrir que la impostora tiene una estrella compañera, una estrella de neutrones. “Si esta estrella compañera es realmente una estrella de neutrones, eso significaría que la estrella de neutrones fue en el pasado una estrella gigante masiva que sufrió su propia explosión de supernova en el pasado”, afirma Binder. El hecho de que esta supernova no expulsara la otra estrella, que tiene 20 ó 25 veces la masa del Sol, las convierte en un tipo de sistema binario increíblemente raro”.
La sonda de aterrizaje de Rosetta se enfrenta a una hibernación eterna
15/2/2016 de ESA
La sonda Philae de Rosetta se posó con éxito sobre la superficie del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, tal como confirma esta imagen del instrumento CIVA. Una de las tres patas de la sonda se ve en primer plano. La imagen es en realidad un mosaico compuesto por dos imágenes diferentes. Crédito: ESA/Rosetta/Philae/CIVA.
En silencio desde su última llamada a la nave nodriza Rosetta hace siete meses, la sonda Philae se enfrenta a condiciones en el cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko de las cuales es improbable que se recupere.
Rosetta, que continúa con sus investigaciones científicas en el cometa hasta septiembre, cuando aterrice sobre el cometa como final de su misión, ha compaginado durante los últimos meses observaciones científicas con vuelos siguiendo diferentes trayectorias optimizadas para escuchar a Philae. Pero la sonda ha permanecido silenciosa desde el 9 de julio de 2015.
“Las posibilidades de que Philae contacte con nuestro equipo en el centro de control de la sonda están por desgracia, aproximándose a cero”, comenta Stephan Ulmac, director del proyecto Philae. “Ya no estamos enviando órdenes y sería muy sorprendente que recibiéramos de nuevo alguna señal”.
El equipo de ingenieros y científicos expertos de Philae de los centros espaciales de Alemana, Francia e Italia y de toda Europa han llevado a cabo amplias investigaciones para intentar comprender el estado de la sonda, reuniendo pistas desde que completó su primer conjunto de actividades científicas después de su histórico aterrizaje el 12 de noviembre de 2014. El análisis de los datos reveló que la sonda despertó el 26 de abril de 2015 pero había sido incapaz de enviar señales hasta el 13 de junio. A partir de entonces Philae estableció otros siete contactos intermitentes con Rosetta durante las semanas siguientes, siendo la última el 9 de julio. Sin embargo, las comunicaciones fueron demasiado cortas e inestables para permitir que se le ordenara realizar medidas de carácter científico.
El dióxido de carbono podría producir la pérdida del agua en un planeta con tanta facilidad como el aumento de la radiación solar
16/2/2016 de Phys.org / Max Planck Institute for Meteorology (MPI-M) / Nature Communications
Ilustración de artista de la zona habitable (anillo verde) alrededor de 55 Cancri, una estrella conocida por tener un gran planeta en órbita dentro de la región donde la temperatura es adecuada para que el agua esté líquida. Crédito: NASA/JPL-Caltech.
Un trío de científicos del Instituto Max Planck de Meteorología y la Universidad de Princeton ha creado una simulación por computadora que demuestra que un gran aumento en el dióxido de carbono atmosférico puede producir la pérdida del agua de un planeta con tanta facilidad como un aumento en la radiación solar.
Para hallar vida en otros planetas, los científicos espaciales buscan otros planetas que se encuentren en lo que se llama la zona habitable, donde se encuentran justo a la distancia precisa de su estrella para no estar demasiado calientes o demasiado fríos o demasiado secos. Pero ahora puede que deban tener en consideración otro factor, según sugiere esta nueva investigación: el “efecto invernadero húmedo”, como lo llaman los investigadores. Esto es la pérdida de agua hacia la atmósfera y luego al espacio debido al aumento de los gases de efecto invernadero.
Los investigadores alcanzaron esta conclusión empezando con un modelo de clima global estándar de un planeta simplificado parecido a la Tierra en algunos aspectos como la distancia al Sol y el ritmo de giro, pero muy diferente en otros – la superficie completamente cubierta de agua, su órbita era perfectamente circular y su eje de rotación no estaba inclinado. Tampoco había zonas de tierra, casquetes de hielo o corrientes marinas, y el océano global sólo tenía 50 metros de profundidad.
Para observar el impacto del dióxido de carbono, los investigadores elevaron lentamente los niveles en la atmósfera y descubrieron que, una vez alcanzaba aproximadamente 1520 partes por millón, aparecían inestabilidades planetarias: el agua se evaporaba del océano hacia la atmósfera mientras las temperaturas de la superficie ascendían a 57 ºC, lo que produjo un efecto invernadero húmedo. Esto permitió que más luz ultravioleta golpeara las moléculas de agua rompiéndolas en hidrógeno y oxígeno. El oxígeno se recombinó pero el hidrógeno escapó al espacio. En el transcurso de varios millones de años virtuales, el planeta perdió toda su agua, dejando un paisaje estéril.
Hubble observa las heladas alas azules de Hen 2-437
16/2/2016 de ESA Hubble
La nebulosa planetaria Hen 2-437, en una imagen del telescopio espacial Hubble. Crédito: ESA/Hubble & NASA.
En esta instantánea cósmica, las alas espectacularmente simétricas de Hen 2-437 se muestran en un magnífico tono azul frío. Hen 2-437 es una nebulosa planetaria, una de las alrededor de 3000 que se sabe que residen dentro de la Vía Láctea.
Situada en la débil constelación boreal de Vulpécula (el Zorro), Hen 2-437 fue identificada por primera vez en 1946 por Rudolph Minkowski, quien más tarde descubrió la famosa e igualmente hermosa M2-9 (también conocida como la nebulosa de los Chorros Gemelos). Hen 2-437 fue incorporada a un catálogo de nebulosas planetarias unas dos décadas más tarde por el astrónomo y astronauta de NASA Karl Gordon Henize.
Las nebulosas planetarias como Hen 2-437 se forman cuando una estrella vieja de poca masa – como el Sol – alcanza las fases finales de su vida. La estrella se hincha, convirtiéndose en una gigante roja, antes de expulsar sus capas gaseosas al espacio. La propia estrella entonces se encoge lentamente para acabar formando una enana blanca, mientras que el gas expulsado es lentamente comprimido y empujado hacia el exterior por los vientos de la estrella. Como se aprecia por su notable aspecto, Hen 2-437 es una nebulosa bipolar en la que el material expulsado de la estrella agonizante ha formado los dos lóbulos helados que se ven en esta imagen.
Formación de estrellas en cúmulos de galaxias lejanos
16/2/2016 de Smithsonian Astrophysical Observatory / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
El cúmulo de galaxias Abell 1689 visto por el Hubble. La masa del cúmulo actúa como una lente gravitatoria distorsionando la luz de las galaxias que se encuentran al fondo formando arcos de luz azulados. Abell 1689 se encuentra relativamente cerca pero los astrónomos han observado ahora cúmulos en el universo lejano por medio del efecto de lente gravitatoria de galaxias todavía más remotas y luminosas, y han estudiado la formación de estrellas en las regiones exteriores de estos cúmulos. Crédito: NASA, N. Benitez (JHU), T. Broadhurst (Racah Institute of Physics/The Hebrew University), H. Ford (JHU), M. Clampin (STScI), G. Hartig (STScI), G. Illingworth (UCO/Lick Observatory), el ACS Science Team y ESA).
Las primeras estrellas aparecieron unos cien millones de años después del Big Bang y desde entonces ellas y sus procesos de formación han iluminado el cosmos, produciendo elementos pesados, planetas, agujeros negros y todas las demás cosas interesantes del universo actual. Cuando el universo tenía unos tres mil millones de años de edad (ahora tiene 13800 millones de años) la formación de estrellas alcanzó picos diez veces por encima de los niveles actuales. Por qué ocurrió esto y si los procesos físicos de entonces eran diferentes de los de hoy en día o simplemente más activos (y por qué) son algunas de las preguntas más acuciantes en astronomía y parte de las razones que impulsan a la construcción de nuevas instalaciones, desde grandes telescopios en tierra a telescopios espaciales como el James Webb.
El ambiente local de una galaxia juega un papel crítico en la regulación de su formación de estrellas. Los estudios del universo local, por ejemplo, encuentran que en los ambientes densos como los de los cúmulos de galaxias (un cúmulo puede contener hasta mil galaxias) la formación de estrellas cesa, posiblemente debido a que las interacciones y otros mecanismos eliminan el material en bruto necesario para formar estrellas nuevas, barriéndolo del ambiente intergaláctico. Sin embargo, en el universo lejano esta imagen es más confusa y algunos estudios encuentran lo contrario, quizás explicando así en parte los altos ritmos de formación estelar de la época.
Ahora los astrónomos Matt Ashby, Brian Stalder, Tony Stark, de CfA, y su equipo de colaboradores, han estudiado la formación de estrellas en cúmulos de galaxias muy densos del universo temprano, que datan de seis mil millones de años después del Big Bang, en un esfuerzo por resolver el problema de la formación de estrellas en cúmulos. Observaron cúmulos lejanos descubiertos con el Telescopio del Polo Sur (SPT) en el infrarrojo con los telescopios espaciales Herschel, Planck y otros telescopios, pues se presume que esta luz procede de la formación de estrellas, permitiendo así a los científicos determinar su nivel de actividad y sus propiedades. Su principal descubrimiento es que la actividad de formación estelar se ve de hecho reforzada, no suprimida, en estos cúmulos y que se forman hasta varios miles de galaxias nuevas al año en los cúmulos, por encima de los niveles normales para estos conjuntos de galaxias. También han descubierto que la formación de estrellas es activa fuera de los bordes de los cúmulos y que los efectos de esta emisión infrarroja débil han de ser tenidos en cuenta en estudios de los orígenes del fondo cósmico.
Primeros resultados en la búsqueda de luz visible y rayos gamma asociados con las ondas gravitacionales de GW150914
16/2/2016 de CfA
El Dark Energy Survey utiliza una cámara de 570 megapixeles montada en el telescopio Blanco de Chile, tomando imágenes de 5000 grados cuadrados del cielo austral. El rastreo ya ha descubierto más de 1000 supernovas y ha cartografiado millones de galaxias que nos ayudarán a comprender la expansión acelerada de nuestro universo. Crédito: Fermilab.
La teoría general de la relatividad de Einstein predice la emisión de ondas gravitacionales desde cuerpos celestes masivos que se desplazan por el espacio tiempo. Durante los últimos cien años las ondas gravitacionales han eludido su detección directa, pero ahora la colaboración Virgo de LIGO ha anunciado la primera detección de ondas gravitacionales, emitidas por una pareja de agujeros negros.
Las fusiones catastróficas de sistemas binarios pueden producir también espectáculos brillantes y explosivos de luz, por lo que un grupo de astrónomos ha buscado pruebas de este resplandor en luz visible. Aunque no se ha encontrado nada, este trabajo representa la primera búsqueda detallada de una contrapartida visible de una onda gravitacional. También servirá como modelo para el seguimiento de sucesos similares en el futuro.
La detección conjunta de ondas gravitacionales y luz no es fácil ya que exige disponer de telescopios grandes y con amplios campos de visión para explorar rápidamente el lugar del cielo donde se encuentra el origen de las ondas gravitacionales. Los investigadores emplearon la cámara de 3 grados cuadrados Dark Energy Camera (DECam) montada en el telescopio de 4m Blanco del Observatorio Interamericano de Cerro Tololo en Chile.
Los científicos exploraron rápidamente el lugar donde se habían observado las primeras ondas gravitacionales, evento que ha recibido el nombre de GW150914, menos de un día después de que se les comunicara su descubrimiento, el 16 de septiembre de 2015. Se enfrentaban a una tarea complicada debido a que el área de búsqueda era enorme: 700 grados cuadrados del cielo, o unas 2800 veces el tamaño de la luna llena. Los astrónomos observaron grandes bandas de esta región varias veces durante tres semanas pero no detectaron ninguna explosión inusual de luz visible. Utilizaron esta información para poner un límite al brillo que puede servir como guía en intentos futuros.
Por otro lado del espectro electromagnético, el Monitor de Estallidos de rayos gamma (GBM) del satélite Fermi detectó una débil señal transitoria, de energía superior a 50 keV, apenas medio segundo después de que se detectaran las ondas gravitacionales con LIGO, con una probabilidad de falsa alarma de 0.0022. Esta señal duró 1 segundo y no parece estar relacionada con ningún otro fenómeno astrofísico, solar, terrestre o de actividad magnetosférica conocido. Su localización no está bien determinada pero coincide con la dirección de GW150914. La duración y el espectro de la señal sugieren que se trata de un débil estallido de rayos gamma corto. Asumiendo que ambos eventos están relacionados, las observaciones combinadas de LIGO y GBM pueden reducir la zona del cielo donde hay un 90% de probabilidad de que se encuentre la fuente de 601 a 199 grados cuadrados.
Primera detección de la atmósfera de una supertierra
17/2/2016 de ESA Hubble / Astrophysical Journal
Esta ilustración de artista muestra la supertierra 55 Cancri e delante de su estrella progenitora. Utilizando observaciones tomadas con el telescopio espacial Hubble de NASA/ESA y un nuevo software de análisis de datos, los investigadores han podido analizar la composición de su atmósfera. Es la primera vez que esto se ha conseguido en el caso de una supertierra. Crédito: ESA/Hubble, M. Kornmesser.
Por primera vez los astrónomos han conseguido analizar la atmósfera de un exoplaneta de la clase conocida como supertierras. Utilizando datos obtenidos con el telescopio espacial Hubble de NASA/ESA y técnicas de análisis nuevas, el exoplaneta 55 Cancri e tiene una atmósfera seca sin ninguna indicación de la presencia de vapor de agua. Los resultados señalan que la atmósfera consiste principalmente en hidrógeno y helio.
El planeta 55 Cancri e es una supertierra que tiene ocho veces la masa de nuestro planeta. Esta situado en el sistema planetario de 55 Cancri, una estrella que se encuentra a unos 40 años luz de la Tierra.
Utilizando las observaciones realizadas con la cámara Wide Field Camera 3 (WFC3) a bordo del telescopio espacial Hubble de NASA/ESA, los científicos consiguieron analizar la atmósfera del exoplaneta. Se trata de la primera detección de gases en la atmósfera de una supertierra. Los datos permitieron a los científicos examinar con detalle la atmósfera de 55 Cancri e, revelando la presencia de hidrógeno y helio pero no de vapor de agua.
Se supone que las supertierras como 55 Cancri e son el tipo de planeta más común de nuestra galaxia. Sin embargo, 55 Cancri e es un tipo poco habitual de supertierra puesto que se encuentra en órbita muy cerca de su estrella progenitora. Un año en el exoplaneta dura sólo 18 horas y las temperaturas en la superficie se piensa que alcanzan los 2000 grados Celsius. Gracias a que el exoplaneta se encuentra en órbita alrededor de su brillante estrella a tan poca distancia, los astrónomos fueron capaces de utilizar técnicas nuevas de análisis de datos para extraer información sobre el planeta durante sus tránsitos por delante de la estrella.
Detectan cinco nuevos “jupiteres calientes”
17/2/2016 de Phys.org
Ilustración de artista de un “júpiter caliente”. Crédito: Ricardo Cardoso Reis (CAUP).
Los exoplanetas gigantes, como los llamados “jupiteres calientes” que tienen características muy similares a las del planeta mayor del Sistema Solar y que se encuentran en órbitas muy cercanas a sus estrellas progenitoras, son objetivos excelentes para los astrónomos en su búsqueda de mundos extrasolares. El tamaño y proximidad de estos planetas es fácil de determinar puesto que crean una importante disminución del brillo de su estrella cuando pasan por delante de ella (técnicamente, cuando transitan). Recientemente un equipo internacional de investigadores ha anunciado el descubrimiento de cinco nuevos exoplanetas, extendiendo así el catálogo de jupiteres calientes conocidos.
Los astrónomos, dirigidos por Pierre Maxted de la Universidad de Keele (UK), estaban buscando tránsitos planetarios con el instrumento Wide Angle Search for Planets-South (WASP-South), un conjunto de ocho cámaras que observan regiones especialmente seleccionadas del cielo del hemisferio sur. El instrumento, instalado en el Observatori Astronómico Sudafricano (SAAO) fue empleado para estudiar cinco estrellas que mostraban tránsitos posiblemente planetarios en sus curvas de luz. Para confirmar la naturaleza planetaria de los objetos observados, los investigadores realizaron observaciones fotométricas con el instrumento EulerCam del telescopio suizo de 1.2m Euler y el telescopio TRAPPIST, así como espectroscopía obtenida con el espectrógrafo CORALIE, todos ellos instalados en el observatorio de La Silla en Chile.
Los planetas recién descubiertos han recibido las designaciones WASP-119 b, WASP-124 b, WASP-126 b, WASP-129 b y WASP-133 b. Sus masas van de 0.3 a 1.2 la masa de Júpiter, y los radios varían entre 1 y 1.5 veces el radio de Júpiter, con periodos orbitales de entre 2.17 a 5.75 días.
“WASP-126b es el más interesante porque está en órbita alrededor de la estrella más brillante de las cinco. Esto significa que puede ser un buen objetivo para caracterizar su atmósfera, deduciendo la composición y naturaleza de la atmósfera a partir de un estudio detallado, por ejemplo, con el telescopio espacial Hubble o con el próximo telescopio espacial James Webb”, comenta Coel Hellier, uno de los coautores del artículo.
El resplandor del Big Bang permite descubrir un chorro en un agujero negro lejano
17/2/2016 de Chandra / The Astrophysical Journal Letters
Descubren con el observatorio de rayos X Chandra un chorro en un agujero negro lejano, llamado B3 0727+409. Crédito: imagen en rayos X de NASA/CXC/ISAS/A.Simionescu et al; imagen en el visible de DSS.
Un equipo de astrónomos ha descubierto con el telescopio de rayos X Chandra un chorro de material en un agujero negro supermasivo muy lejano que está siendo iluminado por la luz más antigua del Universo. Este descubrimiento demuestra que los agujeros negros con chorros potentes pueden haber sido más habituales de lo que se pensaba durante los primeros mil millones de años después del Big Bang.
La luz detectada fue emitida por este chorro cuando el Universo sólo tenía 2700 millones de años, un quinto de su edad actual. En ese momento, la intensidad de la radiación del fondo cósmico de microondas (o CMB de sus siglas en inglés) resultante del Big Bang era mucho mayor de lo que es hoy en día.
La longitud del chorro, encontrado en el sistema conocido como B3 0727+409, es por lo menos de 300 000 años luz. En el Universo cercano se han detectado muchos chorros largos emitidos por agujeros negros supermasivos, pero todavía se desconoce por qué esos chorros emiten rayos X. En B3 0727+409 parece que el CMB se ve desplazado a longitudes de onda de los rayos X.
Cuando los electrones del chorro salen volando del agujero negro a velocidades cercanas a las de la luz, se desplazan a través del mar de radiación del CMB y chocan contra los fotones de microondas, elevando la energía de los fotones hasta la banda de rayos X, siendo así detectados por Chandra. Esto implica que los electrones de B3 0727+409 deben de seguir moviéndose a casi la velocidad de la luz durante cientos de miles de años luz.
Los electrones de los chorros de agujeros negros habitualmente emiten potentemente en longitudes de onda de radio, así que estos sistemas típicamente son encontrados utilizando observaciones en radio. El descubrimiento del chorro en B3 0727+409 es especial porque hasta ahora casi no se ha detectado ninguna señal en radio de este objeto, aunque es fácilmente visible en la imagen en rayos X. “Básicamente, nos topamos con este notable chorro porque dio la casualidad de que se encontraba en el campo de visión de Chandra mientras estábamos observando otra cosa”, comenta el coautor Lukasz Stawarz de la Universidad Jagiellonian (Polonia).
Poniendo la geología de Plutón sobre el mapa
17/2/2016 de NASA
Mapa de la región de Plutón informalmente llamada Sputnik Planum, con la leyenda correspondiente que pone de manifiesto la gran variedad de unidades o terrenos. Crédito: NASA/JHUAPL/SwRI.
¿Cómo entender la sorprendentemente complicada geología de Plutón? Para ayudarnos a comprender la diversidad de los terrenos y averiguar cómo se formó la superficie de Plutón y cómo ha evolucionado con el tiempo, los científicos de la misión construyeron mapas geológicos como el mostrado arriba.
Este mapa cubre una porción de la superficie de Plutón que mide 2070 kilómetros de arriba a abajo, y que incluye la vasta llanura de hielo de nitrógeno informalmente llamada Sputnik Planum y el terreno circundante. Tal como indican las leyendas en los laterales de la figura, los colores del mapa representan diferentes terrenos geológicos. Cada terreno o unidad se define por su textura y morfología – suave, con fosas, escarpado, ondulado o acaballonado, por ejemplo. Lo bien que puede definirse una unidad depende de la resolución de las imágenes correspondientes. Las imágenes de todo el terreno de este mapa han sido tomadas con una resolución de aproximadamente 320 metros por pixel o mejor, lo que significa que los científicos pueden cartografiar las unidades con relativa fiabilidad.
La diferentes unidades azules y verdosas que ocupan el centro del mapa representan las distintas texturas observadas en Sputnik Planum, desde el terreno de celdillas en el centro y al norte a las llanuras suaves y con fosas del sur. Las líneas negras representan depresiones que marcan las fronteras de las celdas en el hielo de nitrógeno.
El color púrpura representa las cumbres caóticas que delinean el borde occidental de Sputnik y la unidad rosa representa las colinas flotantes dispersas en su límite oriental. La posible formación criovolcánica llamada Wright Mons está marcada en rojo en la esquina sur del mapa. Las tierras altas escarpadas de la zona llamada informalmente Cthulhu Regio están cartografiadas en marrón oscuro a lo largo del borde occidental, salpicadas por numerosos cráteres de impacto grandes mostrados en amarillo.
Resuelven el misterio de los asteroides que desaparecen
18/2/2016 de Institute for Astronomy / Nature
Ilustración de artista. La órbita de un asteroide resulta alterada cuando pasa cerca de Júpiter, la Tierra o Venus y la nueva órbita le acerca al Sol. El calor intenso del Sol provoca que la superficie del asteroide se expanda y fracture y parte del material se rompa. Cuando el material de la superficie se desintegra, crea polvo y guijarros que se esparcen por la órbita del asteroide con el paso del tiempo. Si la órbita del polvo y los guijarros intersecciona con la Tierra, puede crear una lluvia de meteoros. Crédito: Karen Teramura, UH IfA.
Desde que se tuvo conciencia de que los impactos de cometas y asteroides son un peligro real y representan un peligro para la supervivencia de la Tierra, se pensó que la mayoría de estos objetos acababan su existencia en un dramático zambullido final hacia el Sol. Un nuevo estudio publicado en la revista Nature, en cambio, encuentra que la mayoría de estos objetos son destruidos en grandes chisporroteos calientes bastante más lejos del Sol de lo que se pensaba.
Un equipo internacional de investigadores se propuso construir un modelo de la población de los llamados Objetos Cercanos a la Tierra (NEOs) necesario para planear futuros estudios de asteroides y misiones espaciales. El modelo describe la distribución de las órbitas de los NEOs y estima el número de NEOs de distintos tamaños.
Pero los científicos detectaron un problema en su modelo: predecía que tiene que haber al menos 10 veces más de objetos en órbitas de aproximación al Sol a una distancia máxima de éste de 10 veces el diámetro solar. Los investigadores pasaron un año verificando sus cálculos ante de llegar a la conclusión de que el problema no se encontraba en su análisis sino en sus hipótesis acerca de cómo funciona el Sistema Solar.
Mikael Granvik, investigador de la Universidad de Helsinki propuso que el modelo se ajustaría mejor a las observaciones si los NEOs fueran destruidos cerca del Sol pero mucho antes de una colisión real. Los investigadores comprobaron la idea y encontraron un acuerdo excelente entre el modelo y la población observada de NEOs cuando eliminaban los asteroides que pasaban demasiado tiempo a una distancia menor de 10 veces el diámetro del Sol. “El descubrimiento de que los asteroides pueden estar rompiéndose cuando se acercan demasiado al Sol fue sorprendente y por eso pasamos tanto tiempo verificando nuestros cálculos”, comentó el Dr. Jedicke.
El modelo también predice que los asteroides más oscuros son destruidos a mayor distancia del Sol que los más brillantes, explicando así un descubrimiento anterior de que los NEOs que se acercan más al Sol son más brillantes que los que se mantienen a cierta distancia. El hecho de que los objetos oscuros se destruyan con más facilidad implica que los asteroides brillantes y oscuros poseen composiciones internas y estructuras diferentes.
Descubren el eclipse estelar de mayor duración
18/2/2016 de Vanderbilt University / Astronomical Journal
Ilustración de artista de un sistema binario de estrellas que produce los eclipses más largos conocidos. Crédito: Jeremy Teaford / Vanderbilt University.
Imagina vivir en un mundo donde cada 69 años el sol desaparece en un eclipse casi total que dura tres años y medio. Esto es precisamente lo que ocurre en un sistema binario de estrellas situado a unos 10 000 años luz de la Tierra. El sistema recién descubierto, conocido por su nombre de catálogo TYC 2505-672-1, establece un nuevo récord como el eclipse estelar de mayor duración y también el del periodo más largo entre eclipses en un sistema binario.
El descubrimiento de las propiedades extraordinarias del sistema fue realizado por un equipo de astrónomos de Vanderbilt y Harvard con la colaboración de investigadores de las universidad de Lehigh, Ohio State y Pennsylvania State, de Las Cumbres Observatory Global Telescope Network y la Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables.
El anterior récord estaba en posesión de Epsilon Aurigae, una estrella gigante que es eclipsada por su compañera cada 27 años en periodos que van de los 640 a los 730 días. “Epsilon Aurigae está mucho más cerca – a unos 2200 años luz de la Tierra – y es más brillante, lo que permitió a los astrónomos estudiarla con detenimiento”, explica Joey Rodríguez, director de la investigación. La explicación preferida es que Epsilon Aurigae consiste en una estrella gigante amarilla que tiene en órbita una estrella normal ligeramente mayor que el Sol, envuelta en un grueso disco de polvo y gas orientado de canto visto desde la Tierra.
Este descubrimiento ha sido posible gracias al programa Digital Access to a Sky Century @ Harvard (DASCH) de digitalización de miles de placas fotográficas tomadas por astrónomos de Harvard entre 1890 y 1989 como parte de una exploración rutinaria del cielo del hemisferio norte. Por otro lado, la base de datos de los telescopios robóticos del proyecto KELT contenía unas 9000 imágenes de este oscuro sistema obtenidas durante los últimos ocho años, que fueron añadidas a las 1432 imágenes tomadas durante un siglo en Harvard. Otros varios cientos de imágenes a través de observaciones de voluntarios de la red de la Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables permitieron detectar el eclipse más reciente del sistema.
El análisis de todos estos datos reveló un sistema similar al de Epsilon Aurigae, aunque con algunas diferencias importantes. Parece consistir en una pareja de estrellas gigantes rojas, de las cuales una ha sido despojada hasta quedar sólo un núcleo relativamente pequeño rodeado por un disco de material extremadamente grande que produce los eclipses largos.
El nuevo satélite de rayos X Hitomi despliega sus paneles solares
18/2/2016 de JAXA
Ilustración de artista del satélite de rayos X ASTRO-H “Hitomi” recién lanzado por la Agencia de Exploración aeroespacial de Japón (JAXA). Crédito: JAXA.
La Agencia de Exploración Aeroespacial de Japón (JAXA) confirmó que el satélite de astronomía de rayos X ASTRO-H ha desplegado sus paneles solares sin mayor novedad, a través de datos transmitidos por el propio satélite y recibidos en la estación en tierra de Uchinoura ayer 17 de febrero. ASTRO-H había sido lanzado con un cohete de lanzamiento H-IIA No. 30 desde el Centro Espacial de Tahegashima ese mismo día. El satélite se encuentra en buen estado.
ASTRO-H es el ojo que estudiará el universo caliente y de alta energía, razón por la cual ha recibido el nombre “Hitomi” . La palabra hitomi generalmente significa ojo, y específicamente la pupila o ventana de entrada al ojo, la apertura.
Hay también una antigua leyenda que inspira el nombre de Hitomi. “Un día, hace muchos años, un pintor estaba dibujando cuatro dragones blancos en una calle. Acabó pintando los dragones, pero sin “hitomi”. La gente que veía la pintura decía “¿por qué no pintas hitomi, así no están acabados!”. El pintor dudaba pero la gente le insistió. Entonces dibujó hitomi en dos de los cuatro dragones. Inmediatamente esos dragones cobraron vida y volaron al cielo. Los dos dragones sin hitomi permanecieron quietos.
La moraleja de esta historia es que Hitomi es considerada la última parte pero también la más importante, así se espera que ASTRO-H sea una misión esencial para resolver los misterios del Universo en rayos X.
Detecta una nueva fuente de intensa radiación gamma en el cielo
18/2/2016 de Eurekalert / Lomonosov Moscow State University / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters
Ilustración de artista del choque entre los potentes vientos estelares emitidos por las dos estrellas de un sistema binario. Crédito: NASA / C. Reed.
Analizando los datos tomados por el telescopio espacial de rayos gamma Fermi, Maxim Pshirkov ha descubierto una nueva fuente que ha confirmado el hecho de que los sistemas binarios con intensos vientos estelares en colisión constituyen una nueva población diferenciada de fuentes de rayos gamma de alta energía.
Los sistemas binarios de estrellas masivas con una estrella caliente y muy luminosa del tipo conocido como Wolf-Rayet y una compañera masiva (con decenas de veces la masa del Sol) del tipo OB generan fuertes vientos estelares. Su choque puede producir un potente flujo de fotones con energías de más de cien megaelectronvolts, cuando la distancia entre las estrellas es relativamente pequeña. Este fenómeno ha sido considerado durante mucho tiempo como una posible fuente de radiación gamma.
Aunque esta potente radiación sólo había sido detectada una vez, en el famoso sistema de Eta Carinae, observado durante más de cuatro siglos y que se ha mostrado particularmente intenso después de que en 1834 una de sus estrellas sufriera una explosión y durante algún tiempo fuese la estrella más luminosa del cielo. Eta Carinae se encuentra relativamente cerca de la Tierra y por fin hace siete años se detectó radiación de alta energía procedente de este sistema. Sin embargo, un ejemplo no es suficiente para confirmar el modelo que predice que las estrellas binarias emiten energía de alta radiación y la búsqueda de fuentes similares continuó, en lo que acabó siendo una ardua tarea.
Los sistemas de estrellas como Eta Carinae son increíblemente raros, probablemente hay uno o menos por cada galaxia como la nuestra. Así que Maxim Pshirkov utilizó el conjunto de datos del telescopio espacial LAT de Fermi, acumulados durante siete años, descubriendo que el sistema estelar Gamma Velorum también emite rayos gamma de alta energía. Este sistema contiene dos estrellas de 30 y 10 veces la masa del Sol. Su luminosidad es unas 2000 veces mayor que la del Sol, y los vientos estelares del sistema colisionan entre sí a velocidades superiores a los 1000 kilómetros por segundo, acelerando partículas de originan la intensa radiación de fotones de alta energía detectados por Fermi LAT.
Miden directamente la rotación de un superjúpiter nuboso
19/2/2016 de Hubble site / The Astrophysical Journal
Ilustración de un planeta que tiene cuatro veces la masa de Júpiter y cuyo ritmo de rotación ha sido estudiado midiendo las sutiles variaciones en la luz infrarroja que emite el planeta a través de su atmósfera nubosa y jaspeada. Crédito: : NASA, ESA y G. Bacon (STScI).
Un equipo de astrónomos ha utilizado el telescopio espacial Hubble de NASA/ESA para medir el ritmo de rotación de un exoplaneta observando los cambios en el brillo de su atmósfera. Se trata de la primera medición de la rotación de un exoplaneta masivo utilizando imágenes directas.
El planeta, llamado 2M1207b, es unas cuatro veces más masivo que Júpiter. Es compañero de una enana marrón, una estrella fallida, encontrándose en órbita a su alrededor a una distancia de 8 mil millones de kilómetros. Por comparar, Júpiter se encuentra a unos 800 millones de kilómetros del Sol. La enana marrón es conocida como 2M1207. El sistema se encuentra a 170 años luz de la Tierra.
La estabilidad de la imagen del Hubble, así como su alta resolución y contraste, ha permitido a los astrónomos medir de forma precisa los cambios del brillo del planeta mientras gira. Los investigadores atribuyen los cambios de brillo a complejos patrones de nubes en la atmósfera del planeta. Las nuevas medidas del Hubble no solo verifican la presencia de estas nubes sino que también muestran que las capas de nubes forman como parches y carecen de color.
Las observaciones revelan que la atmósfera del exoplaneta es suficientemente caliente como para tener nubes de “lluvia” compuestas de silicatos: roca vaporizada que se enfría y forma partículas diminutas con tamaños parecidos a los del humo de un cigarrillo. A mayor profundidad en la atmósfera se forman gotitas de hierro que caen como lluvia, y que acaban evaporándose cuando penetran en los niveles más bajos de la atmósfera. “Así que a grandes altitudes llueve cristal y a bajas altitudes llueve hierro”, afirma Yifan Zhou de la Universidad de Arizona, autor principal del artículo de investigación. “Las temperaturas atmosféricas se encuentran entre los 1200 y 1400 grados Celsius. El superjúpiter completa una rotación aproximadamente cada 10 horas, girando al mismo ritmo trepidante que Júpiter.
Reproduciendo el Universo a gran escala
19/2/2016 de Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Diagrama de las observaciones de BOSS DR12 (región superior izquierda) junto con uno de los resultados de las simulaciones (región inferior derecha) de la distribución a gran escala de las galaxias en el Universo. Crédito: F. Kitaura & S. Rodriguez-Torres.
El proyecto BOSS ha explorado el cielo midiendo los desplazamientos al rojo (redshifts) de más de un millón de galaxias, proporcionando una imagen tridimensional de las fuentes luminosas de nuestro Universo en un intervalo de tiempo de 4500 millones de años. Un equipo internacional de astrónomos ahora ha reproducido la agrupación que se observa en las galaxias, determinando las incertidumbres en las medidas de los parámetros cósmicos a partir de los datos observados generando miles de catálogos de galaxias simulados. Por primera vez se ha conseguido la separación entre pares de galaxias y entre tripletes de galaxias que reproduce las observaciones.
La distribución de las galaxias a escalas muy grandes contiene información valiosa sobre el origen y el destino del Universo. Para estudiar esto, el proyecto Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS) ha medido la distribución en redshift de galaxias con precisión sin precedentes. Una cuestión importante surge del análisis de los datos proporcionados por estas exploraciones: si el Universo es comparable a un enorme experimento, ¿cómo podemos determinar las incertidumbres en la medida de las cantidades derivadas de su observación?
Los experimentos comunes pueden repetirse un número arbitrario de veces en el laboratorio, pero el Universo cósmico sólo es reproducible en supercomputadoras. Necesitan tenerse en cuenta las fluctuaciones estadísticas causadas por lo que se llama la varianza cósmica, que tienen su origen en las semillas de las fluctuaciones primordiales. Sin embargo, la reconstrucción de la estructura a gran escala en volúmenes del Universo como el cubierto por BOSS a partir de las fluctuaciones generadas tras el Big Bang hasta la formación de las galaxias observadas después de unos 1400 millones de años de evolución cósmica es una tarea ardua que requiere de millones de horas de supercomputación.
Francisco Kitaura del Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP) afirma: “Hemos desarrollado las técnicas necesarias para generar miles de catálogos de galaxias simuladas, reproduciendo las propiedades estadísticas de las observaciones”. Chia-Hsun Chuang del AIP explica: “Con esta nueva estrategia ahora somos capaces de acotar de manera fiable los errores de los parámetros cosmológicos que extraemos de los datos”. Las propiedades estadísticas extraídas de los datos y comparadas con los modelos han ayudado a conocer más detalles: “Ahora entendemos mejor la relación entre la distribución de las galaxias y el campo de materia oscura a gran escala subyacente. Continuaremos refinando nuestros métodos para comprender mejor las estructuras que observamos en el Universo”, concluye Kitaura.
Un radiotelescopio de China desplazará a los humanos para buscar alienígenas
19/2/2016 de Phys.org
El Radiotelescopio de Apertura Esférica FAST, de 500 metros de diámetro, encajado entre colinas en la provincia de Guizhou, empezará a funcionar este año. Fuente: Phys.org.
China desplazará casi 10 000 personas para dejar espacio al mayor radiotelescopio del mundo que promete ayudar a la humanidad a buscar vida alienígena.
Está previsto que el Radiotelescopio de Apertura Esférica (FAST) de quinientos metros, encajado entre colinas en la provincia suroccidental de Guizhou, empiece a operar este año. Los responsables oficiales reubicarán a los 9110 residentes que viven a menos de cinco kilómetros del instrumento en septiembre, según la agencia oficial de noticias Xinhua. El objetivo es crear un ambiente en radiofrecuencias libre de interferencias humanas.
Los residentes recibirán 12000 yuanes (unos 1500 euros) en subsidios por las molestias, con algo de apoyo extra para encontrar alojamiento.
FAST, que costará 150 millones de euros, superará al observatorio de Arecibo en Puerto Rico como mayor radiotelescopio del mundo, de 300 metros de diámetro. Según Xinhua, Wu Xiangping, director general de la Sociedad Astronómica China, ha declarado que el alto nivel de sensibilidad del telescopio “nos ayudará en la búsqueda de vida inteligente fuera de la Galaxia”.
Nuevas pistas en la caza de fuentes de neutrinos cósmicos
19/2/2016 de Penn State University / Physical Review Letters
Esta ilustración es un ejemplo de un acelerador de rayos cósmicos “escondido”. Los rayos cósmicos son acelerados hasta energías extremadamente altas en ambientes densos cercanos a agujeros negros. Los rayos gamma de alta energía (marcados con el símbolo griego “gamma”) son bloqueados, mientras que los neutrinos (marcados con el símbolo griego “nu”) escapan con facilidad y pueden llegar hasta la Tierra. Crédito: Bill Saxton at NRAO/AUI/NSF, modified by Kohta Murase at Penn State University.
Las fuentes de neutrinos cósmicos de alta energía que son detectados por el observatorio de neutrinos Ice Cube, enterrado en el hielo antártico, podrían permanecer “invisibles” en rayos gamma de alta energía. Estos neutrinos cósmicos de alta energía, que probablemente proceden de fuera de nuestra galaxia la Vía Láctea, pueden tener su origen en objetos increíblemente densos y potentes del espacio que impiden que escapen los rayos gamma que acompañan a la producción de neutrinos.
“Los neutrinos son una de las partículas fundamentales que constituyen nuestro Universo”, comenta Kohta Murase, profesor de Penn State. “Los neutrinos de alta energía son producidos junto con rayos gamma por una radiación extremadamente energética conocida como rayos cósmicos, en objetos como galaxias donde se forman estrellas, cúmulos de galaxias, agujeros negros supermasivos o estallidos de rayos gamma. Es importante revelar el origen de estos neutrinos cósmicos de alta energía para entender mejor los mecanismos físicos subyacentes que producen neutrinos y otras astropartículas de energías extremadamente altas y permitirnos utilizar los neutrinos como nuevas formas de estudiar la física de las partículas en el Universo”.
Los neutrinos son partículas neutras, por lo que no se ven afectadas por fuerzas electromagnéticas cuando viajan por el espacio. Los neutrinos detectados en la Tierra, por tanto, trazan el camino directo a sus lejanas fuentes astrofísicas. Además estos neutrinos raramente interaccionan con otros tipos de materia – muchos atraviesan directamente la Tierra sin interaccionar con otras partículas – haciendo que su detección sea increíblemente difícil, pero asegurando que pueden escapar de los ambiente extremadamente densos en los que se producen.
Los neutrinos cósmicos de alta energía detectados por IceCube se cree que se originan en interacciones de rayos cósmicos con materia (interacciones protón-protón); de interacciones de rayos cósmicos con radiación (interacciones protón-fotón) o de la desintegración o destrucción de materia oscura invisible y masiva. Dado que estos procesos generan tanto neutrinos como rayos gamma de alta energía, los científicos comparan los datos de neutrinos de IceCube con rayos gamma de alta energía detectados por el telescopio espacial de rayos gamma Fermi. “Si todos los rayos gamma de alta energía consiguen escapar de las fuentes de neutrinos, esperábamos encontrar los datos correspondientes en IceCube y Fermi”, comenta Murase. Sin embargo, con los últimos datos de IceCube no se observan datos de rayos gamma de alta energía asociados que hayan sido detectados por Fermi, lo que sugiere que el origen de los neutrinos es un “acelerador escondido” que Fermi no ha detectado”.
Un posible océano antiguo en la luna Caronte de Plutón
22/2/2016 de Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory
Imágenes de la misión New Horizons de NASA sugieren que la gran luna Caronte de Plutón tuvo en el pasado un océano subterráneo que hace mucho que se congeló y expandió, empujando desde abajo la superficie de la luna, estirándola y fracturándola. Crédito: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute.
La mayor luna de Plutón puede haber crecido demasiado para su propia piel. Imágenes de la misión New Horizons de NASA sugieren que Caronte tuvo en el pasado un océano subterráneo que hace mucho que se congeló y expandió, presionando contra la superficie de la luna y provocando que se estirara y fracturase a gran escala.
La cara de Caronte observada por la nave New Horizons cuando pasó en julio de 2015 se caracteriza por un sistema de fallas tectónicas en forma de crestas, saltos de fallas y valles. Estos últimos alcanzan más de 6.5 kilómetros de profundidad. El paisaje tectónico de Caronte muestra que, de algún modo, la luna se expandió en el pasado y la superficie de Caronte se fracturó cuando se estiraba.
La capa exterior de Caronte es principalmente hielo de agua. Cuando la luna era joven esta capa era calentada por la desintegración de elementos radiactivos, así como por el propio calor interno de la formación de Caronte. Los científicos afirman que Caronte pudo ser suficientemente templado como para que la capa de hielo estuviera fundida a gran profundidad, creando un océano subterráneo. Pero mientras Caronte se enfriaba con el paso del tiempo este océano se habría congelado y expandido (tal como ocurre cuando se congela el agua), empujando la superficie hacia el exterior y produciendo los enormes desfiladeros que vemos hoy en día.
Esta imagen se centra en una parte de la estructura informalmente llamada Serenity Chasma, que forma parte de un gran cinturón ecuatorial de simas en Caronte. De hecho, este sistema de simas es uno de los más largos que se haya visto en el sistema solar, extendiéndose por lo menos a lo largo de 1800 kilómetros, alcanzando los 7.5 kilómetros de profundidad. Por comparación, el Gran Cañón tiene 446 kilómetros de longitud y poco más de 1.6 kilómetros de profundidad.
Una teoría de sistemas dinámicos refuerza el conocimiento de la atmósfera de Júpiter
22/2/2016 de Phys.org / SIAM Review
Esta es la Gran Mancha Roja de Júpiter en el año 2000 observada por el orbitador Cassini de NASA. Crédito: NASA/JPL/Space Science Institute.
Júpiter, que tiene más del doble de la masa de todos los demás planetas juntos del Sistema Solar, continúa fascinando a los investigadores. El planeta se caracteriza por sus potentes flujos de partículas y por la Gran Mancha Roja (GMR), el vórtice atmosférico mayor y de más duración que se conoce. Aunque las imágenes proporcionan algunos datos sobre las características de la atmósfera de Júpiter, la propia atmósfera es inestable y turbulenta y sus características cambian con el paso del tiempo.
Ahora los investigadores Alireza Hadjighasem y George Haller han empleado vídeos para analizar las barreras de transporte de Júpiter y comprobar conclusiones anteriores sobre la atmósfera del planeta de gas.
Según la teoría de sistemas dinámicos, las barreras de transporte que existen en flujos complejos son como objetos que no pueden ser atravesados por las trayectorias de otros fluidos. Las que se encuentran en flujos inestables, como la atmósfera de Júpiter, son superficies materiales con estructuras coherentes en sus deformaciones. Estas superficies reciben el nombre de estructuras coherentes lagrangianas. Hadjighasem y Hallerhan utilizaron un video de la misión Cassini de NASA del año 2000 para obtener una representación del campo de velocidades de los vientos de Júpiter en dos dimensiones en función del tiempo. A partir de esta representación pudieron construir un modelo inestable del campo de velocidades.
El análisis posterior reconoce, por vez primera, que el materia inestable transporta barreras que rodean tanto la Gran Mancha Roja como las corrientes de partículas que la rodean a causa de la rápida rotación de Júpiter. Estos descubrimientos refuerzan algunas conclusiones anteriores acerca de la atmósfera de Júpiter.
Desvelando los misterios del Sistema Solar: los meteoritos perdidos de la Antártida
22/2/2016 de University of Manchester / Nature Communications
Imagen de un meteorito sobre el hielo de la Antártida. El contraste de color con el hielo y su concentración en ciertas zonas debido a los flujos del hielo antártico permiten detectarlos con facilidad. Fuente: The University of Manchester.
Una reserva escondida de meteoritos ricos en hierro que podría encerrar secretos de la formación del Sistema Solar quizás se encuentra bajo la capa de hielo de la Antártida, según investigadores de la Universidad de Manchester. Su artículo, publicado en Nature Communications, sugiere que estos meteoritos podrían encontrarse a solo entre 10 y 50 cm bajo la superficie, lo que haría factible recuperarlos.
Aunque los meteoritos caen de manera uniforme sobre la superficie de la Tierra, más de dos tercios del número total de meteoritos recuperados han sido hallados en la Antártida, en parte debido al contraste entre la superficie blanca antártica y los meteoritos oscuros posados sobre ella. Sin embargo, la razón principal es la dinámica del flujo del hielo, que transporta y concentra los meteoritos enterrados en el hielo durante cientos de años hacia regiones concretas de la superficie conocidas como Zonas de Encallado de Meteoritos (MSZ de sus iniciales en inglés). Esto ha permitido la realización de misiones de recolección de meteoritos muy fructíferas a las MSZ desde la década de 1970, proporcionando datos colosales para los científicos planetarios, obteniéndose muchas muestras de meteoritos lunares y marcianos.
Sin embargo, se encuentran muchos menos meteoritos de hierro en la Antártida que en otros lugares de la Tierra. La razón de esta escasez ha sido un misterio hasta ahora, pero el Dr. Geoff Evatt y su equipo parecen haber encontrado la solución. Proponen que los meteoritos desaparecen debido a que los rayos del Sol penetran en el hielo transparente de las MSZ y calienta las rocas ricas en hierro más que las no metálicas. Este calentamiento funde el hielo que rodea al meteorito, haciendo que se hunda y escape del flujo anual ascendente, atrapando los meteoritos de forma permanente justo bajo la superficie.
Los autores han combinado experimentos de laboratorio con modelos matemáticos para demostrar que los procesos típicos de descongelación y congelación cancelarían el transporte hacia la superficie de los meteoritos que tengan una alta conductividad térmica (por ejemplo, lo que contienen hierro), permitiendo a los de conductividades menores emerger del hielo.
Huellas de una inundación marciana
22/2/2016 de ESA
La región de Marte Arda Valles comprende la red de valles de drenaje que se observan en la parte izquierda de la imagen. Esta región se encuentra en el borde occidental de una gran cuenca de impacto, que puede verse en la parte derecha de la imagen. Crédito: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO.
El agua dejó su impronta de diversos modos en esta escena marciana captada por Mars Express de ESA. La región se encuentra en el borde occidental de una gran cuenca antigua de impacto. Se trata de la parte occidental de Arda Valles, un sistema de drenaje dendrítico a 260 km al norte del cráter Holden y cerca del Ladon Valles.
En el pasado fluyeron grandes cantidades de agua desde las tierras altas del sur, creando Ladon Valles y llenando la gran cuenca del Ladon Basin, mostrada en la imagen. A la izquierda se observa el impresionante patrón de drenaje dendrítico de los valles. Muchos riachuelos se fueron juntando en ríos tributarios de los canales principales antes de inundar el suave fondo de la cuenca de impacto, que se ve hacia la derecha.
En la parte superior central de la imagen se observa un montículo grande con un cráter de impacto de 8.5 km a sus pies. El montículo podría ser el resto de una cuenca de impacto más antigua pero también habría podido ser creado por sedimentos transportados por los afluentes de los alrededores, construyendo un depósito con forma de delta.
En el centro derecha de la imagen un ancho cráter de impacto ha sido también rellenado con densos sedimentos de barro que más tarde colapsaron formando el terreno caótico que se observa en el fondo del cráter. Los nódulos revueltos del borde del cráter probablemente indican el nivel anterior de relleno de los sedimentos.
Una galaxia que deja una impresionante estela de gas
23/2/2016 de International Centre for Radio Astronomy Research / Astronomy & Astrophysics
En primer plano, la galaxia NGC 4569, del cúmulo de Virgo. Los filamentos rojos a la derecha de la galaxia muestran el gas hidrógeno que ha sido arrancado. La cola representa un 95 por ciento de la reserva de gas que la galaxia necesita para alimentar la formación de estrellas nuevas. Crédito: CFHT/Coelum.
Un equipo de astrónomos ha descubierto una espectacular cola de gas de más de 300 00 años luz de longitud en una galaxia cercana. La cola es de gas hidrógeno (el material del cual están formadas las estrellas) y es cinco veces más larga que la propia galaxia. El descubrimiento fue realizado por un equipo internacional de científicos dirigido por el Dr. Alessandro Boselli del Laboratoire d’Astrophysique de Marseille de Francia.
Hacía tiempo que los científicos habían notado que la galaxia NGC 4569 contenía menos gas de lo esperado, pero no podían ver dónde se había marchado. Ahora, con nuevas observaciones en radio, los astrónomos han observado por primera vez una gran cantidad de gas que forma una estela detrás de la galaxia. “Lo mejor de todo es que si mides la masa de la estela es la misma cantidad de gas que falta en el disco de la galaxia”, comenta Luca Cortese, colaborador en la investigación.
NGC 4569 se encuentra en el cúmulo de Virgo, un grupo de galaxias a 55 millones de años luz de nuestra propia Vía Láctea. Viaja por el cúmulo a unos 1200 kilómetros por segundo, y el Dr. Cortese afirma que es este desplazamiento el que provoca que el gas sea arrancado de la galaxia. “Sabemos que los cúmulos de galaxias grandes atrapan una gran cantidad de gas caliente”, afirma. “Así que cuando una galaxia entra en el cúmulo siente la presión de todo el gas, como cuando sientes el viento contra tu cara, y esa presión puede arrancar materia de la galaxia”.
Midiendo el tamaño de gigantes rojas gemelas
23/2/2016 de NOVA / Astrophysical Journal
![Artist’s impression of an eclipsing binary system, wherein one star passes in front of the other as it orbits. These systems are one of the few cases where we can directly measure stars’ masses and sizes. [European Southern Observatory]](http://aasnova.org/wp-content/uploads/2016/02/fig15-702x336.jpg)
Ilustración de artista de un sistema binario eclipsante en el que una estrella pasa por delante de la otra mientras están en órbita. Estos sistemas son uno de los pocos casos en los que es posible medir directamente las masas y tamaños de las estrellas. Crédito: European Southern Observatory.
En KIC 9246715, dos estrellas del tipo gigante roja, gemelas en todos los sentidos, giran una alrededor de la otra en una órbita de 171 días. Esta pareja binaria puede ser la clave para conocer mejor las masas y radios de las estrellas con astrosismología, el estudio de oscilaciones en los interiores de las estrellas.
Para entender la evolución de una estrella, es crítico conocer su masa y radio. Por desgracia, a menudo estas cantidades son difíciles de determinar. Uno de los pocos casos en los podemos medir de manera directa las masas y radios es en binarias eclipsantes, donde las dos estrellas se van eclipsando una a la otra a medida que giran. Si se dispone de una curva de los cambios de la luz emitida por el sistema binario debido a estos giros, así como las velocidades a las que se alejan y acercan de la Tierra al girar (velocidades radiales) podemos determinar toda la información orbital de las estrellas, incluyendo sus masas y radios.
Pero puede haber otro modo de obtener masas y radios estelares: la astrosismología. En astrosismología, las oscilaciones de los interiores de las estrellas se emplean para estudiar dichos interiores. Si una estrella con una envoltura convectiva exhibe oscilaciones como las del Sol, entonces las oscilaciones pueden compararse directamente con las solares. La relaciones de escalado de masa y radio, que emplean el Sol como modelo y una escala basada en la temperatura de la estrella, pueden utilizarse para determinar el radio y la masa de la estrella.
Para comprobar estas relaciones de escala, un equipo de investigadores ha analizado un primer ejemplo de estas binarias, KIC 9246715. Usando curvas de luz y velocidades radiales determinaron que las dos estrellas tienen masas que son 2.17 y 2.15 veces la masa del Sol y radios de 8.4 y 8.3 radios solares. Midiendo las oscilaciones de las estrellas, solo las encontraron en una de ellas. Las relaciones de escala proporcionaron una masa de 2.17 masas solares y un radio de 8.3 veces el radio del Sol, de acuerdo con lo encontrado con el otro método para las dos estrellas. Por tanto, consiguieron una excelente confirmación de que el método de las relaciones de escala para obtener masas y radios funciona, pero apareció una nueva pregunta: ¿por qué sólo una de las dos estrellas presenta oscilaciones en su interior? Los investigadores piensan que esto pueda deberse a que quizás una de las estrellas puede ser más activa magnéticamente que la otra.
Averiguar las distancias a las supernovas de tipo Ia
23/2/2016 de NOVA / Astrophysical Journal
![Kepler’s supernova remnant, shown here in a combination of X-ray and optical wavelengths, is a remnant from a Type Ia supernova. Such supernovae are used to measure cosmological distances. [X-ray: NASA/CXC/SAO/D.Patnaude, Optical: DSS]](http://aasnova.org/wp-content/uploads/2016/02/fig16-702x336.jpg)
El resto de supernova de Kepler, mostrado aquí en una instantánea que combina imágenes en longitudes de onda del óptico y de rayos X. Crédito de la imagen en rayos X NASA/CXC/SAO/D.Patnaude. Crédito de la imagen óptica: DSS.
Las supernovas de tipo Ia son conocidas como “candelas estándar” debido a su constancia, que nos permite medir distancias en base a su brillo. ¿Pero qué pasa si esas explosiones no son tan constantes como pensábamos? Una investigación reciente investiga si la metalicidad del entorno de una supernova afecta al pico de luminosidad de la explosión.
Los astrónomos teóricos han propuesto que la luminosidad de las supernovas de tipo Ia podría depender de la metalicidad de sus alrededores, calculando que los ambientes de metalicidad alta amortiguan las luminosidades de las supernovas. Si esto es cierto, podríamos estar midiendo mal sistemáticamente las distancias cosmológicas empleando estas supernovas.
Un equipo de astrónomos dirigido por Manuel Moreno-Raya, del Centro de Investigaciones Energéticas, Medioambientales y Tecnológicas (CIEMAT) de Madrid, ha observado 28 supernovas de tipo Ia para estudiar esta dependencia con la metalicidad. Para cada una de estas supernovas se dispone también de una medida independiente de la distancia, obtenida por otros métodos como el de las cefeidas o la relación de Tully-Fisher.
Los investigadores descubrieron que en efecto existen diferencias en el pico de luminosidad de las supernovas dependiendo de la metalicidad del ambiente local. Sus observaciones concuerdan con que las galaxias mucho más ricas en metales albergan supernovas mucho menos luminosas, mientras que las galaxias de metalicidades bajas tienen supernovas con luminosidades mayores, de acuerdo con las predicciones teóricas.
Mapas de temperaturas en Titán
23/2/2016 de NASA / Astrophysical Journal Letters
Esta secuencia de mapas muestra la variación de las temperaturas en la superficie de la luna Titán de Saturno en intervalos de dos años, desde 2004 a 2016. Las medidas fueron realizadas por el espectrómetro de infrarrojos compuesto (CIRS de sus iniciales en inglés) de la nave espacial Cassini de NASA.
Los mapas muestran radiación térmica infrarroja (calor) procedente de la superficie de Titán a una longitud de onda de 19 micras, una ventana espectral en la que es bastante transparente la atmósfera opaca en casi todas las demás longitudes de onda. Las temperaturas han sido promediadas sobre el globo de este a oeste (longitudinalmente) para enfatizar los cambios estacionales en las diferentes latitudes (de norte a sur). Las regiones negras del mapa son áreas para las cuales no se disponía de datos.
La temperatura superficial de Titán cambia lentamente durante el curso de las largas estaciones del sistema de Saturno, cada una de ellas con una duración de siete años y medio. Como en la Tierra, la cantidad de luz solar recibida en cada latitud cambia a medida que la iluminación del Sol se desplaza hacia el norte o el sur a lo largo del año de Saturno, que tiene una duración de 30 años terrestres.
Cuando Cassini llegó a Saturno en 2004, el hemisferio sur se encontraba a final del verano y era, por tanto, la región más cálida. Poco después del equinoccio de 2009, ya en 2010, las temperaturas eran simétricas en los hemisferios norte y sur, igual que la distribución observada por la nave Voyager 1 en 1980 (un año de Titán antes). Luego las temperaturas se enfriaron en el sur y subieron en el norte, a medida que se acercaba el invierno en el sur.
Aunque cambia con la latitud, la temperatura máxima medida en Titán permanece alrededor de los -179.6ºC, con una temperatura mínima en el polo donde es invierno sólo 3.5ºC más fría. Es un contraste muchísimo menor que el que existe entre las temperaturas más cálidas y frías de la Tierra, que pueden variar en más de 100ºC.
Los agujeros negros gemelos de LIGO podrían haber nacido dentro de una sola estrella
24/2/2016 de CfA / The Astrophysical Journal Letters
Ilustración de artista de las ondas gravitacionales emitidas durante la fusión de dos agujeros negros detectada por LIGO el pasado 14 de septiembre de 2015. El telescopio Fermi de rayos gamma detectó un estallido 0.4 segundos más tarde. Una nueva investigación sugiere que la explosión se produjo porque los dos agujeros negros vivieron y murieron dentro de una sola estrella masiva. Crédito: Swinburne Astronomy Productions.
El 14 de septiembre de 2015 el observatorio Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (LIGO) detectó ondas gravitacionales procedentes de la fusión de dos agujeros negros con 29 y 36 veces la masa del Sol. Un evento así se suponía que sería oscuro, pero el telescopio de rayos gamma Fermi detectó rayos gamma solo una fracción de segundo después de la señal de LIGO. Una nueva investigación sugiere que los dos agujeros negros podrían haber residido dentro de una sola estrella masiva cuya muerte produjo la explosión en rayos gamma.
“Es el equivalente cósmico a una mujer embarazada que lleva gemelos en su vientre”, comenta el astrofísico de Harvard Abi Loev. Normalmente cuando una estrella masiva alcanza el final de su vida, su núcleo colapsa en un solo agujero negro. Pero si la estrella estuviese girando muy rápidamente, su núcleo podría tomar la forma de unas pesas de gimnasio y dividirse en dos partes, cada una formando su propio agujero negro.
La estrella muy masiva que sería necesaria en este caso se habría formado por la fusión de dos estrellas más pequeñas. Y dado que ambas estrellas habrían girado alrededor una de la otra cada vez más rápido al ir acercándose en espiral, es de esperar que la estrella resultante girara muy rápidamente.
Después de la formación de la pareja de agujeros negros, la envoltura exterior de la estrella cayó hacia ellos. Para dar energía tanto al episodio de ondas gravitacionales como a la explosión de rayos gamma, los agujeros negros deben de haber nacido cerca uno del otro, con una separación inicial del orden del tamaño de la Tierra, y haberse unido en pocos minutos. El nuevo agujero negro recién formado se alimentó entonces de la materia que se precipitaba, consumiendo el equivalente a un Sol de material por segundo, produciendo chorros de materia que explotaron hacia afuera creando el estallido de rayos gamma.
Fermi detectó la explosión sólo 0.4 segundos después de que LIGO detectara las ondas gravitacionales, y en la misma zona aproximada del cielo. Sin embargo, el satélite de rayos gamma Integral de ESA no confirmó la señal. “Incluso aunque la detección de Fermi sea una falsa alarma, los futuros eventos de LIGO deben de ser monitorizados para buscar luz relacionada con ellos independientemente de si se originan en fusiones de agujeros negros. La naturaleza siempre nos puede sorprender”, afirma Loeb.
Una lluvia de meteoros sorpresa en Nochevieja
24/2/2016 de SETI Institute
Ilustración de artista de la lluvia de meteoros de Nochevieja. Crédito: Danielle Futselaar/SETI Institute.
Una red nueva de videocámaras de vigilancia en Nueva Zelanda descubrió una lluvia de meteoros la pasada Nochevieja. La lluvia ha sido llamada de las Volántidas, por la constelación de Volans, de la que parecen proceder los meteoroides. “En cierto sentido, la lluvia ayudó a conjurar los malos espíritus”, comenta el astrónomo de meteoros del instituto SETI Peter Jenniskens. “Ahora tenemos un aviso de que deberíamos de buscar un cometa potencialmente peligroso en esa órbita”.
La lluvia no había sido observada el año anterior y no se la conoce de observaciones con radar anteriores. “Un flujo confinado de partículas de polvo debe de haberse introducido en el camino de la Tierra durante un momento breve”, comenta Rachel Soja de la Universidad de Stuttgart, Alemania, que ha calculado que la Tierra está a salvo tanto del cometa como de sus escombros en el futuro cercano.
Los meteoroides se desplazaban con una órbita muy inclinada similar a la de algunos cometas de la familia de Júpiter. “El cuerpo progenitor de esta corriente todavía nos elude”, comenta Soja. “Puede que ahora no esté activo y la alta inclinación hace que sea difícil verlo”.
Los cubos de prueba flotando libremente dentro de LISA Pathfinder
24/2/2016 de ESA
En el centro de LISA Pathfinder hay dos masas de prueba: dos cubos idénticos de 46 mm de oro-platino, que flotan libremente a varios milímetros de las paredes de sus carcasas. Los cubos se encuentran separados 38 cm comunicados solo por un haz de rayos láser para medir su posición constantemente. Crédito: ESA/ATG medialab.
La misión LISA Pathfinder de ESA ha soltado sus dos cubos de oro-platino y dentro de poco dará inicio a su difícil misión científica, colocando estas masas de prueba en la caída libre más precisa que se haya alcanzado jamás para probar tecnologías de observación de ondas gravitacionales desde el espacio. Lanzada el pasado 3 de diciembre, LISA Pathfinder alcanzó su lugar de operaciones el 22 de enero, a 1.5 millones de kilómetros de la Tierra en dirección al Sol.
Mientras continúan las pruebas con la nave espacial y su preciosa carga, el pasado 16 de febrero se alcanzó un hito importante. Por primera vez, las dos masas – una pareja de cubos de oro-platino idénticos de 46 mm – se encuentran flotando libremente en el centro de la nave espacial a varios milímetros de las paredes de sus carcasas. Los cubos están separados 30 cm unidos sólo por haces de rayos láser.
Durante una semana los cubos han estado sometidos a diminutas fuerzas electrostáticas que los han desplazado y les han obligado a seguir a la nave espacial mientras viaja por el espacio todavía perturbada ligeramente por fuerzas exteriores como la presión de la luz solar.
Ayer estaba previsto que el equipo de LISA Pathfinder pasara a modo científico por primera vez: los cubos se encontrarán a merced completamente de la gravedad, en caída libre, y la nave empezará a sentir los movimientos hacia ella debidos a fuerzas exteriores. Unos micropropulsores desplazarán muy ligeramente la nave para mantenerla centrada en una de las masas. A partir de entonces, los científicos podrán realizar durante varios meses experimentos para determinar con qué precisión pueden mantener las posiciones relativas de las dos masas en caída libre, realizando las mediciones con el láser que las comunica. La precisión necesaria es del orden de una millonésima de una millonésima de metro.
Añadiendo una nueva dimensión a la química primitiva del Sistema Solar
24/3/2016 de Swinburne University of Technology / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Ilustración de artista del Sistema Solar durante sus primeros años de formación, con un disco de polvo de composición química compleja rodeando al joven Sol. Crédito: NASA/FUSE/Lynette Cook.
Utilizando sofisticadas simulaciones por computadora, un equipo internacional de investigadores ha descubierto datos nuevos sobre la composición química de los granos de polvo que formaron el Sistema Solar hace 4500 millones de años.
Investigadores de la Universidad de Tecnología de Swinburne y la Universidad de Melbourne (Australia) y la de Lyon (Francia) calcularon un mapa de la composición química de la nebula solar, el delgado disco polvoriento que rodeaba el Sol joven y del que se formaron los planetas.
Se espera que los materiales formados a temperaturas altas (refractarios) se encontrasen más cerca del Sol joven y los materiales volátiles (como hielos y compuestos de azufre) deberían de formarse lejos del Sol, donde las temperaturas son más frías. Sin embargo, los nuevos mapa producidos por los investigadores revelan una distribución química compleja del polvo, en el que los materiales refractarios también estaban presentes a grandes distancias del Sol sobre la superficie del disco. Los materiales volátiles también se encontraron en el disco interior cerca del Sol.
“Aunque la nebulosa solar es delgada, tiene dos dimensiones. Esto hace que sea posible encontrar regiones con temperaturas relativamente altas a grandes distancias del Sol sobre la superficie del disco que son calentadas por los rayos solares”, comenta Francesco Pignatale, director de la investigación. “También encontramos regiones más frías en el disco interior más cerca del Sol. Aquí la concentración alta de polvo impide que la radiación estelar caliente de manera eficiente el ambiente local”.
Primera medida de la distancia a un estallido “rápido” en radio
25/2/2016 de CSIRO / Nature
El Compact Array de CSIRO fue el primero en detectar el resplandor del FRB. Crédito: Australia Telescope National Facility.
Por primera vez, un equipo de científicos ha conseguido localizar la posición de un estallido rápido de radio (FRB de sus iniciales en inglés), confirmando que estos espectaculares pero breves destellos de ondas de radio se originan en el Universo lejano. El descubrimiento ha sido realizado empleando los radiotelescopios de CSIRO en Australia Occidental y el telescopio Subaru del Observatorio Astronómico Nacional de Japón en Hawái.
“Nuestro descubrimiento abre el camino para descubrir qué es lo que produce estas explosiones”, comenta el Dr Simon Johnston, del CSIRO.
Un FRB emite tanta energía en un milisegundo como el Sol en 10 000 años, pero el fenómeno físico que los produce es todavía desconocido. Eso y sus aparentemente enormes distancias, han intrigado a los científicos desde su descubrimiento en 2007. Sólo han sido registrados 16 estallidos pero los astrónomos estiman que podrían producirse 10 000 veces al día por todo el cielo.
En un artículo publicado hoy en la revista Nature se anuncia el descubrimiento de un FRB que se produjo en una galaxia situada a unos 6 mil millones de años luz de distancia. Y lo que es más importante, esto también confirma que los FRB pueden utilizarse para encontrar la materia “perdida” del Universo. Los astrónomos piensan que un cinco por ciento del contenido del Universo es materia ordinaria, pero cuando suman toda la que pueden ver en estrellas, galaxias y gas hidrógeno todavía falta la mitad de la materia ordinaria (no confundir con la materia oscura) que debería de estar ahí.
Usando la explosión (FRB 150418) los astrónomos han podido “pesar” el Universo, o por lo menos la materia normal que contiene.”Las noticias buenas son que nuestras observaciones y el modelo encajan – hemos encontrado la materia perdida”, explica el Dr. Evan Keane, de SKA y primer firmante del artículo en Nature. “Es la primera vez que se ha utilizado un FRB para realizar una medida cosmológica”.
El telescopio Parkes detectó el nuevo FRB el 18 de abril de 2015 y dos horas más tarde, el telescopio Compact Array, a 400 km al norte de Parkes, identificó la zona del cielo de donde había llegado el destello. Observó una fuente en radio que tardó seis días en apagarse, el resplandor en radio del FRB. Esto permitió a los investigadores estudiar con más detalle la zona que en cualquiera de los otros 16 casos anteriores.
El telescopio óptico Subaru de 8.2m encontró una galaxia en la posición de la fuente de radio. Se trata de una galaxia elíptica, vieja y que acabó hace tiempo su periodo principal de formación de estrellas. “Esto no es lo que esperábamos”, comenta el Dr. Johnston. “Esto quiere decir que el FRB fue resultado, quizás, de la colisión de dos estrellas de neutrones en lugar de algo relacionado con el nacimiento de estrellas”.
Por qué las supernovas de tipo Ia siguen brillando intensamente
25/2/2016 de American Museum of Natural History / The Astrophysical Journal
La galaxia NGC 4424 e imágenes ampliadas de la supernova de tipo Ia que han observado los investigadores. Se observa cierta diferencia en el brillo de la supernova un año después de la explosión. Crédito: NASA/Hubble Space Telescope.
Tres años después de su explosión una supernova de tipo Ia sigue brillando más intensamente de lo esperado. Las observaciones realizadas con el telescopio espacial Hubble sugieren que las explosiones potentes como éstas producen una forma pesada de cobalto que contribuye al brillo con el calor que despide al desintegrarse radiactivamente.
Estos tipos particulares de explosiones estelares se utilizan a menudo para medir distancias a galaxias lejanas y han adquirido todavía más importancia en las últimas décadas, pues fueron utilizadas para demostrar que la expansión del Universo está acelerando. Pero los investigadores aún tienen muchas preguntas sobre el fenómeno.
“Todavía no sabemos con exactitud qué tipo de sistema estelar explota como supernova Ia o cómo se produce la explosión”, comenta Or Graur. Las investigaciones actuales sugieren que las supernovas de tipo Ia empiezan en sistemas binarios, en los que hay dos estrellas en órbita una alrededor de la otra y en el que al menos una estrella es una enana blanca. La explosión es resultado de una reacción termonuclear en cadena que produce grandes cantidades de elementos pesados. La luz que observan los investigadores cuando una supernova de tipo Ia explota procede de la desintegración radiactiva de estos elementos, principalmente cuando un isótopo de níquel (56Ni) se desintegra en un isótopo de cobalto (56Co) y luego en un isótopo estable de hierro (56Fe).
Esta luz continúa radiando durante años y aunque los estudios predicen que unos 500 días después de la explosión los investigadores deberían de observar una brusca caída en el brillo de estas supernovas, tales disminuciones no se han observado. Esta anomalía ha conducido a Ivo Seitenzahl, investigador de la Universidad Nacional Australiana, a predecir que la estabilidad del brillo debe de ser causada por la desintegración radiactiva del isótopo de cobalto más pesado (57Co), que tiene una vida media más larga. Los investigadores confirmaron esta predicción directamente observando con el telescopio espacial Hubble la supernova de tipo Ia SN 2012cg, más de tres años después de que explotase en la galaxia NGC 4424, que se encuentra a 50 millones de años luz, cercana en escalas astronómicas.
Subaru-HiCIAO observa estrellas jóvenes devorando a escondidas las nubes donde nacieron
25/2/2016 de Subaru Telescope / Science Advances
Estructuras cirumestelares reveladas por Subaru-HiCIAO. Las barras de escala son en unidades astronómicas. Una unidad astronómica es la distancia del Sol a la Tierra. El gas y el polvo que rodean a las estrella bebé (y son su alimento) son mucho más extensas que como fue la de nuestro Sistema Solar. Éstas son las primeras observaciones de tales estructuras complejas alrededor de estrellas jóvenes activas. Crédito: Science Advances, H. B. Liu.
Un equipo internacional dirigido por investigadores del Instituto de Astronomía y Astrofísica de la Academia Sínica ha utilizado una nueva técnica de imágenes en el infrarrojo para revelar momentos dramáticos en la formación de estrellas y planetas. Parecen producirse cuando el material de los alrededores cae hacia estrellas bebé muy activas, que lo engullen vorazmente aunque permanecen escondidas dentro de las nubes donde han nacido.
Las estrellas nacen cuando nubes gigantes de polvo y gas colapsan bajo la fuerza de su propia gravedad. Se piensa que los planetas nacen casi a la vez que las estrellas en el mismo disco de material. Sin embargo, todavía hay misterios relacionados con los procesos físicos detallados que ocurren cuando se forman las estrellas y los planetas.
Con el paso del tiempo, la gravedad en las regiones más densas de estas nubes reúne el gas y polvo cercanos a través de un proceso llamado de “acreción”. A menudo se asume que este proceso es suave y continuo. Sin embargo, esta caída estable sólo da cuenta de una pequeña parte de la masa final de cada estrella que nace en la nube. Los astrónomos todavía intentan explicar cuándo y cómo se reúne el resto del material durante los procesos de nacimiento de estrellas y planetas. Se sabe que algunas estrellas sufren un repentino y súbito afán por alimentarse. Cuando engullen este material su brillo aumenta muy rápidamente en un factor cien. Estos repentinos destellos son llamados “estallidos FU Orionis” porque fueron descubiertos por primera vez en la estrella FU Orionis.
Ahora los investigadores han observado cuatro estrellas que sufren estallidos FU Orionis. Se encuentran a entre 1500 y 3500 años luz de nuestro Sistema Solar. Las imágenes de estas recién nacidas explotando fueron sorprendentes y fascinantes, nada que hubiera sido observado con anterioridad alrededor de estrellas jóvenes. Tres mostraban colas inusuales. Una muestra un “brazo”, una estructura creada por el desplazamiento de material alrededor de la estrella. Otra tiene estructuras extrañas puntiagudas que podrían ser resultado de una explosión en luz óptica alejando gas y polvo circumestelares. Ninguna de ellas encaja con la imagen de crecimiento constante y estable. Al contrario, muestran un ambiente caótico y desorganizado, muy parecido a un bebé humano comiendo.
Una red de púlsares podría detectar ondas gravitacionales de baja frecuencia
25/2/2016 de JPL/ The Astrophysical Journal Letters
Las ondas gravitacionales son ondulaciones del espacio-tiempo, representado por la malla verde, producidas por cuerpos en aceleración como agujeros negros en interacción. Estas ondas afectan al tiempo que tardan las señales de radio de los púlsares en llegar a la Tierra. Crédito: David Champion.
La reciente detección de ondas gravitacionales con el observatorio Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) procedía de dos agujeros negros, cada uno de unas 30 veces la masa de nuestro Sol, fundiéndose en uno. Pero las ondas gravitacionales abarcan un amplio rango de frecuencias que requieren tecnologías diferentes para ser detectadas. Un nuevo estudio del Observatorio de Nanohertzios Norteamericano de Ondas Gravitacionales (NANOGrav) ha demostrado que las ondas gravitacionales de baja frecuencia podrían ser detectables muy pronto con radiotelescopios que ya existen.
“Detectar esta señal es posible si conseguimos monitorizar un número suficientemente grande de púlsares repartidos por el cielo”, comenta Stephen Taylor, director del estudio. “La señal será observar el mismo patrón de desviaciones en todos ellos”. Taylor y sus colaboradores del JPL y de Caltech han estado estudiando el mejor modo de utilizar los púlsares para detectar señales de ondas gravitacionales de baja frecuencia. Los púlsares son estrellas de neutrones altamente magnetizadas, los núcleos en rotación rápida que quedan de estrellas masivas después de que explotaran como supernovas.
La teoría general de la relatividad de Einstein predice que las ondas gravitacionales (ondulaciones del espacio-tiempo) emanan de objetos masivos en aceleración. Las parejas de agujeros negros supermasivos que se encuentran en órbita uno alrededor del otro emiten ondas gravitacionales a frecuencias de nanohertzios. Cada uno de estos agujeros contiene millones o miles de millones de veces más masa que los detectados por LIGO. Estos agujeros negros se formaron en el centro de galaxias diferentes que después chocaron. Poco a poco se van acercando y acabarán fundiéndose para crear un enorme agujero negro.
Mientras giran uno alrededor del otro, los agujeros negros tiran del tejido del espacio-tiempo y crean una señal débil que viaja alejándose en todas las direcciones, como las vibraciones en una tela de araña. Cuando esta vibración pasa por la Tierra, empuja ligeramente nuestro planeta, haciendo que se desplace respecto a los púlsares lejanos. Las ondas gravitacionales creadas por agujeros negros supermasivos, por tener frecuencias tan bajas, pueden tardar meses e incluso años en pasar por la Tierra y se necesitaría de varios años de observaciones para detectarlas.
Los agujeros negros destierran materia a los vacíos cósmicos
26/2/2016 de Royal Astronomical Society / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Un corte del cubo generado por la simulación Illustris. Muestra la distribución de la materia oscura con una altura y una anchura de 350 millones de años luz y una profundidad de 300 000 años luz. Las galaxias se encuentran en los pequeños puntos blancos de alta densidad. Crédito: Markus Haider / Colaboración Illustris.
Vivimos en un Universo dominado por materia que no vemos y, a las escalas más grandes, las galaxias y todo lo que contienen está concentrado en filamentos que se extienden bordeando enormes vacíos. Aunque se pensaba que efectivamente están casi vacíos, un grupo de astrónomos de Austria, Alemania y los Estados Unidos piensa ahora que estos agujeros oscuros podrían contener hasta el 20% de la materia “normal” del cosmos y que las galaxias constituirían sólo el 1/500 del volumen del Universo.
Observando la radiación del fondo cósmico de microondas, los satélites modernos como COBE, WMPA y Planck han refinado gradualmente nuestros conocimientos acerca de la composición del Universo y las medidas más recientes sugieren que consiste en un 4.9% de materia normal (es decir, la materia que constituye las estrellas, planetas, gas y polvo) o ‘bariones’, mientras que el 26.8% es la misteriosa materia oscura y el 68.3% es la todavía más misteriosa energía oscura.
Complementando estas misiones espaciales, los observatorios en tierra han cartografiado las posiciones de las galaxias e, indirectamente, su materia oscura asociada, en grandes volúmenes del Universo, demostrando que están distribuidas a lo largo de filamentos que componen la llamada red cósmica. El Dr. Markus Haider y su equipo han investigado esto con más detalle, usando datos del proyecto Illustris, una gran simulación por computadora de la evolución y formación de las galaxias, para medir la masa y el volumen de estos filamentos y de las galaxias que contienen.
Illustris simula un cubo de espacio del Universo de unos 350 millones de años luz de lado. En los datos obtenidos en la simulación el equipo de Haider descubrió que una sorprendente fracción de materia normal (un 20%) probablemente ha sido transportada a los vacíos. Los culpables parecen ser los agujeros negros supermasivos que se encuentran en los centros de las galaxias. Parte de la materia que cae dentro de ellos es convertida en energía. Esta energía llega al gas de los alrededores y produce grandes fugas de materia, que se extienden cientos de miles de años luz más allá de los agujeros negros, alcanzando mucho más lejos que la extensión de sus galaxias.
Además de rellenar los vacíos con más materia de lo que se pensaba, el resultado podría ayudar a explicar el problema de los “bariones perdidos”, ya que los astrónomos no ven la cantidad de materia normal que predicen sus modelos. Según este estudio, una gran parte de ella podría estar escondida en los vacíos.
Un planeta recién descubierto en el cúmulo de las Híades podría arrojar luz sobre la evolución planetaria
26/2/2016 de University of Texas / The Astrophysical Journal
La estrella enana roja K2-25 aparece señalada en esta imagen de parte del cúmulo abierto de estrellas de las Híades del Digitized Sky Survey. Las Híades son el cúmulo abierto de estrellas más cercano a la Tierra. Es visible por la noche en los cuernos de la constelación de Tauro. Crédito: A. Mann/McDonald Obs./DSS.
El astrónomo Andrew Mann de la Universidad de Texas y sus colaboradores han descubierto un planeta en un cúmulo de estrellas cercano que podría ayudar a los astrónomos a conocer mejor cómo se forman y evolucionan los planetas.
El planeta K2-25b está en órbita alrededor de una estrella enana roja, una estrella más pequeña y menos brillante que el Sol. Las enanas rojas son las estrellas más abundantes de nuestra galaxia. Está situada en el cúmulo de estrellas de las Híades, el cúmulo estelar abierto más cercano a la Tierra. Sus estrellas son jóvenes, así que sus planetas también deben de serlo.
“Los cúmulos abiertos son herramientas potentes puesto que todas las estrellas se formaron con la misma edad y composición”, comenta Mann. Ahora que ya se han encontrado muchos planetas en órbita alrededor de estrellas jóvenes de cúmulos “podemos compararlos con los planetas que están en órbita alrededor de estrellas viejas en otros lugares para ver si son diferentes de algún modo fundamental, para ver cómo cambian los planetas con el tiempo”.
El planeta de las Híades tiene cuatro veces el tamaño de la Tierra, o aproximadamente el de Neptuno. Comparado con todos los otros planetas que se han encontrado en órbita alrededor de estrellas enanas rojas, es extremadamente grande. “Casi todos tienen menos de dos veces el tamaño de la Tierra”, comenta Mann. El gran tamaño del planeta comparado con su estrella progenitora sugiere que podría tener una atmósfera gaseosa de hidrógeno y helio. La radiación de la estrella podría ir arrancándole lentamente esa atmósfera con el tiempo”, añade.
Descubren la sorprendente variabilidad de la forma de los Cinturones de Radiación de Van Allen
26/2/2016 de Los Alamos National Laboratory / Journal of Geophysical Research
La idea tradicional de que los cinturones de radiación están formados por un cinturón exterior más dinámico y un cinturón interior más estable con una región vacía de separación entre los dos (figura 1) no es correcta cuando se consideran por separado los electrones de distintas energías. Los electrones de energías más altas (figura 2) sólo se observan en el cinturón exterior. Los de energías más bajas (figura 3) forman un cinturón interior mucho mayor de lo que se pensaba, ocupando la zona que se creía vacía en la imagen tradicional (1). Durante las tormentas geomagnéticas (figura 4) la región vacía entre los cinturones puede llenarse completamente con electrones de baja energía. Crédito: NASA Goddard/Duberstein.
La forma de los dos enjambres de electrones que se encuentran a entre 960 kilómetros y más de 40 000 kilómetros de la superficie de la Tierra, conocidos como los cinturones de Van Allen, podría ser muy diferente de lo que se ha pensado durante décadas, según un nuevo estudio de las sondas Van Allen de NASA.
“La forma de los cinturones es de hecho bastante diferente, dependiendo del tipo de electrón que estés mirando”, afirma Geoff Reeves, director de la investigación. “Los electrones con diferentes niveles de energía están distribuidos de manera distinta en estas regiones”.
Comprender el tamaño y forma de los cinturones, que se encogen o hinchan en respuesta a las tormentas magnéticas que proceden del Sol, es crucial para proteger nuestra tecnología en el espacio. La radiación intensa no es buena para la salud de los satélites así que los científicos desean saber qué órbitas podrían verse en peligro en diferentes situaciones.
Este análisis nuevo revela que la forma cambia de ser un cinturón continuo, único, sin divisiones, a un cinturón mayor interior con un cinturón exterior más pequeño, a ningún cinturón interior. Muchas de las diferencias pueden atribuirse a considerar por separado electrones con distintos niveles de energía. Los investigadores encuentran que el cinturón interior – el cinturón más pequeño en la imagen clásica de los cinturones de Van Allen – es mucho mayor que el cinturón exterior cuando se observan los electrones de energías bajas, mientras que el cinturón exterior es mayor cuando se observan electrones a energías mayores. A las energías más altas la estructura del cinturón interior está ausente por completo.
Estas estructuras también pueden verse alteradas por tormentas geomagnéticas. Cuando las corrientes de viento solar de alta velocidad o las expulsiones de materia de la corona (material magnético procedente del Sol que se desplaza con rapidez) chocan contra el campo magnético de la Tierra, lo hacen oscilar, creando una tormenta geomagnética. Las tormentas geomagnéticas pueden incrementar o disminuir el número de electrones energéticos de los cinturones de radiación durante días o incluso meses, aunque los cinturones retornan a su configuración normal después de un cierto tiempo.
Cartografiando el polvo frío del Universo
26/2/2016 de Max Planck Institute for Radio Astronomy in Bonn / Astronomy & Astrophysics
Tres áreas del plano galáctico observadas por la cámara LABOCA de APEX combinadas con imágenes de gran escala tomadas con el satélite Planck. Arriba: un campo de 6×3 grados centrado en el centro galáctico (en la constelación de Sagitario). La fuente brillante a la izquierda del centro es Sgr B2. Abajo izquierda: campo en dirección a la constelación de Escorpio con NGC 6334 como la fuente más brillante. Abajo derecha: campo en dirección a la constelación de Scutum. Crédito: ATLASGAL-Konsortium/Csengeri et al. 2016, A&A 585, A104.
La publicación de imágenes nuevas y espectaculares de la Vía Láctea marcan la finalización del Estudio de gran área de la Galaxia del telescopio APEX (ATLASGAL). El telescopio APEX en Chile, que es una colaboración entre el Instituto Max Planck de Radioastronomía de Bonn, Alemania, el Observatorio Espacial sueco de Onsala y el Observatorio Europeo Austral (ESO), ha cartografiado toda la región del plano galáctico visible desde el hemisferio sur por vez primera en longitudes de onda submilimétricas (entre la luz infrarroja y las ondas de radio) y con más detalle que otros estudios recientes llevados a cabo desde el espacio. El telescopio pionero APEX de 12 metros permite a los astrónomos estudiar el Universo frío: gas, polvo y otros objetos celestes que se encuentran a temperaturas de solo unas pocas decenas de grado sobre el cero absoluto.
Las características únicas del telescopio APEX han permitido al proyecto ATLASGAL obtener una visión detallada de la distribución del denso gas frío a lo largo del plano de la galaxia la Vía Láctea. El estudio completo incluye la mayor parte de las regiones de formación de estrellas de la Vía Láctea.
Los mapas de ATLASGAL cubren un área del cielo de 140 grados de largo por 3 grados de ancho. En el corazón de APEX se encuentran sus sensibles instrumentos. Uno de ellos, LABOCA ( la Gran Cámara Bolométrica), el mayor detector de su clase en el hemisferio sur, fue el utilizado para crear ATLASGAL. LABOCA, construido en el Instituto Max Planck de Radioastronomía de Bonn (Alemania) mide la radiación entrante registrando el leve aumento de temperatura que produce y puede detectar emisiones de las bandas de polvo que oscurecen la luz estelar.
“Si combinamos la alta resolución espacial de los datos de ATLASGAL con las observaciones del satélite Planck de ESA, los datos finales tienen la calidad de los tomados en el espacio con una resolución 20 veces mayor”, afirma Axel Weiß. Esto permite a los astrónomos detectar emisión dispersa por un área mayor del cielo y estimar la fracción de gas denso en la región interior de la Galaxia. Los datos de ATLASGAL también han sido utilizados para crear un censo completo de nubes masivas y frías donde se están formando generaciones nuevas de estrellas.
Las observaciones de IBEX permiten estudiar el campo magnético interestelar
29/2/2016 de NASA / The Astrophysical Journal Letters
Ilustración de artista. Mucho más allá de la órbita de Neptuno, el viento solar y el medio interestelar interactúan creando una región conocida como la envolvente solar (o heliofunda) interior, limitada por dentro por el frente de choque de terminación y por fuera por la heliopausa. Crédito: NASA/IBEX/Adler Planetarium.
Inmediatamente después de su lanzamiento en 2008, el Explorador de la Frontera Interestelar (IBEX) de NASA, observó un detalle curioso en una fina rodaja del espacio: había más partículas circulando por una delgada y larga franja del cielo que en ninguna otra parte. El origen de lo que se llamó la ‘cinta’ de IBEX era desconocido pero su propia existencia abrió las puertas a la observación de lo que hay fuera de nuestro Sistema Solar, al igual que las gotas de lluvia en la ventana te proporcionan datos sobre el tiempo que hace afuera.
Ahora, un nuevo estudio emplea datos de IBEX y simulaciones de la frontera interestelar (que se encuentra en el borde mismo de la gigantesca burbuja magnética que rodea nuestro Sistema Solar llamada heliosfera) para describir mejor el espacio de nuestro vecindario cósmico. La investigación determina con precisión la intensidad y dirección del campo magnético fuera de la heliosfera. Esta información nos permite conocer las fuerzas magnéticas que dominan en la Galaxia y nos enseñan más sobre nuestro hogar en el espacio.
El nuevo estudio se basa en una teoría en particular sobre el origen de la cinta de IBEX, según la cual las partículas que fluyen por ella son en realidad material solar reflejado de vuelta hacia nosotros después de un largo viaje hasta las fronteras magnéticas del Sol. Las direcciones de las distintas partículas reflejadas hacia la Tierra están determinadas por las características del campo magnético interestelar. Por ejemplo, las simulaciones demuestran que las partículas más energéticas proceden de una región distinta del espacio que las menos energéticas, lo que nos da pistas acerca de cómo el campo magnético interestelar interacciona con la heliosfera. Además de predecir de manera correcta las posiciones de las partículas neutras en la cinta a diferentes energías, el campo magnético interestelar deducido coincide con las medidas de Voyager 1, la desviación de los gases neutros interestelares y las observaciones de luz estelar lejana polarizada.
Burbuja azul en Carina
29/2/2016 de ESA Hubble
La nebulosa Wolf-Rayet de Carina. Crédito: ESA/Hubble & NASA
La característica burbuja azul que parece rodear WR 31a es una nebulosa Wolf-Rayet, una nube interestelar de polvo, hidrógeno, helio y otros gases. Creada cuando los veloces vientos estelares chocan contra las capas exteriores de hidrógeno expulsadas por estrellas Wolf-Rayet, estas nebulosas a menudo tienen forma de anillo o esfera. La burbuja – que se estima que se formó hace unos 20 000 años – ¡está expandiéndose a un ritmo de unos 220 000 kilómetros por hora!
Por desgracia, el ciclo de vida de una estrella Wolf-Rayet es de sólo unos pocos miles de años – un abrir y cerrar de ojos en escala cósmica. A pesar de empezar su vida con 20 veces la masa de nuestro Sol, las estrellas Wolf-Rayet típicamente pierden la mitad de su masa en menos de 100 000 años. Y WR 31a no es una excepción. Por tanto, acabará su vida con una espectacular explosión de supernova y el material estelar expulsado en el estallido alimentará una nueva generación de estrellas y planetas.
Los cañones helados del polo norte de Plutón
29/2/2016 de NASA
Lowell Regio en Plutón. Crédito: NASA/JHUAPL/SwRI
En Plutón, largos cañones recorren verticalmente la zona polar – parte de la región informalmente llamada Lowell Regio, por Percival Lowell que fundó el observatorio Lowell e inició las investigación que condujo al descubrimiento de Plutón. El cañón más amplio (en amarillo en la imagen de abajo) tiene unos 75kilómetros de ancho y pasa cerca del polo norte. Otros cañones subsidiarios aproximadamente paralelos (verde) tienen aproximadamente 10 kilómetros de ancho. Las paredes degradadas de estos cañones parecen ser mucho más antiguas que los demás sistemas de cañones con mayor definición de otras partes de Plutón, quizás debido a que los cañones polares son más antiguos y están formados por material más débil. Estos cañones también parecen representar pruebas de un antiguo periodo de actividad tectónica.
Lowell Regio en Plutón. Crédito: NASA/JHUAPL/SwRI
Un sinuoso valle poco profundo (en azul) recorre todo el fondo del cañón. Hacia el este de estos cañones otro valle, (en rosa) señala hacia la esquina inferior derecha de la imagen. El terreno cercano, abajo a la derecha, parece haber sido cubierto por material que oscurece estructuras topográficas pequeñas, creando un aspecto “suavizado” en el paisaje.
Las fosas grandes de formas irregulares (en rojo) que salpican la región alcanzan los 70 kilómetros de ancho y 4 kilómetros de profundidad. Pueden indicar lugares donde el subsuelo se ha fundido o sublimado desde abajo, provocando el colapso del suelo.
El color y composición de esta región – mostrada en color realzado – son también inusuales. Las elevaciones altas muestran un color amarillo característico que no se ve en otros lugares de Plutón. El terreno amarillento se difumina hacia un gris azulado a elevaciones y latitudes menores. Las medidas en el infrarrojo de New Horizons señalan que el metano es abundante en Lowell Regio y que hay relativamente poco hielo de nitrógeno. “Una posibilidad es que los terrenos amarillos pueden corresponderse con otros depósitos de metano más antiguos que han sido más procesados por la radiación solar que el terreno más azul”, comenta Will Grundy del equipo de New Horizons.
NASA publica la ‘música’ extraña escuchada por los astronautas en 1969
29/2/2016 de Phys.org
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NASA ha publicado una grabación de “música” extraña que los astronautas dijeron haber escuchado mientras se encontraban en la cara oculta de la Luna, sin contacto por radio con la Tierra. Los ruidos fueron escuchados en mayo de 1969 por los astronautas del Apollo 10 mientras giraban alrededor de la Luna, meses antes de que los primeros astronautas pusieran pie sobre la superficie el 21 de julio del mismo año. Los tres astronautas eran Thomas Stafford, John Young y Eugene Cernan.
Los sonidos, que duraron cerca de una hora, fueron grabados y retransmitidos a control de misión en Houston. Los astronautas sintieron que los sonidos eran tan extraños que discutieron si hablar de ello o no a los jefes de NASA por miedo a que no se les tomara en serio y pudieran ser apartados de misiones espaciales futuras.
Un ingeniero de la agencia espacial de los Estados Unidos afirmó que probablemente los ruidos eran interferencias causadas por radios que estaban cerca en el módulo lunar y el módulo de comando. El astronauta Al Worden, que voló en el Apollo 15, rechazó esa explicación afirmando que “la lógica me dice que si se grabó algo allí es que allí había algo”.
Pero Michael Collins, el piloto del Apolo 11, que se convirtió en la primera persona en volar por la cara oscura de la Luna solo mientras Buzz Aldrin y Neil Armstrong estaban caminando sobre la superficie, comentó que él también “había escuchado un fantasmagórico sonido” pero aceptó la explicación de que se trataba de interferencias de radio, habiendo sido advertido sobre ello antes del vuelo. “Si no me hubieran avisado, me habría muerto de miedo”, escribió en su libro “Carrying the Fire: An Astronaut’s Journeys”. “Por suerte los técnicos de radio (y no los aficionados a los extraterrestres) tenían una explicación para ello: se trataba interferencias entre las radios VHF del módulo lunar y el módulo de comando”.
