NeoFronteras

Una vez más Juan Antonio Bernedo nos envía un artículo con la actualidad astronómica de los últimos tres meses.

Ikaros. Fuente: JAXA.

Según la agencia espacial japonesa JAXA, el 22 de mayo se lanzó con éxito un nuevo vehículo espacial japonés, cuya misión es la observación de Venus desde órbita. El “AKATSUKI”, Orbitador para el Clima de Venus se lanzó en conjunto con el “IKAROS” una nave con propulsión a “vela solar” y varios otros satélites. La primera, en forma de caja, también conocida como “Planet C”, llegará a Venus en diciembre y trabajará en colaboración con la Venus Express de la ESA, desde una órbita elíptica entre 300km y 80.000km de altura, buscando, entre otras cosas, volcanes activos y episodios de rayos atmosféricos, además de estudiar en detalle la super-rotación de la atmósfera de Venus.
La segunda, una especie de yate espacial, es una nave de 320kg, en forma de disco de 1,8m de diámetro que desplegará su vela ultraligera de 20 metros para ser impulsada por el viento solar. Su intención es mostrar que la tecnología de la vela solar funciona. Además, parte de la vela está cubierta con una película ultra-fina de células solares que genera electricidad también a partir de la radiación solar. Aunque ya se ha intentado en anteriores ocasiones, las velas solares no se han llegado a probar con éxito. Los ingenieros de la misión controlarán la dirección de la nave variando el ángulo de la vela relativa al viento solar, intentándola llevar también hacia Venus.
Otro lanzamiento importante ha sido el del módulo científico de investigación ruso “RASSVET” (Amanecer), que fue acoplado a la Estación Espacial Internacional el 18 de mayo. Este módulo, de 8.550kg, 8m de largo y 2,5m de diámetro tiene fines principalmente científicos, pero también servirá de almacén y de puerto de atraque para vehículos de suministro.
También se ha lanzado el SOLAR DYNAMICS OBSERVATORY, de la NASA, que observará el Sol durante un ciclo magnético solar de 11 años si todo funciona correctamente. Recogemos sus objetivos y características más adelante, en este artículo.



Construir el telescopio gigante, próximo reto para la astronomía

Cerro Armazones (Chile), lugar elegido por el ESO para ubicar su telescopio gigante E-ELT, durante los análisis de calidad del cielo.- ESO.

Aunque todavía no se había tomado la decisión, en el anterior número de Neomenia, ya expresábamos la sospecha de que el E-ELT se fuera a instalar en Chile y no en La Palma. Planteábamos nuestras dudas de si España había intentado, con todas sus fuerzas, conseguir la ubicación del telescopio en el Roque de los Muchachos. Para responder y puntualizar aspectos importantes de este tema recogemos un artículo de Xavier Barcons que publicó el diario El País el 19 de mayo de 2010.

XAVIER BARCONS
En los últimos meses hemos asistido a una cascada de noticias y declaraciones acerca de la selección del lugar para construir el futuro Telescopio Europeo Extremadamente Grande (E-ELT). Es un telescopio óptico e infrarrojo de 42 metros de abertura que revolucionará nuestro conocimiento del universo. Forma parte del programa del ESO (Organización Europea para la Investigación Astronómica en el Hemisferio Austral) fundada en 1962 y a la que España se adhirió en 2006.

No es lo mismo buscar un sitio para el E-ELT que para un sincrotrón, aunque ambos son grandes instalaciones imprescindibles para el futuro científico de Europa. En primer lugar, sólo unos pocos lugares en el mundo poseen una calidad atmosférica competitiva para albergar un telescopio de estas características. Este hecho, muy poco relacionado con la calidad científica técnica de un país, ha agraciado muy especialmente a Chile (el país con más observatorios astronómicos profesionales), a Hawai y también a las cumbres de La Palma.

Por otro lado, el E-ELT forma parte del programa del ESO, que lleva cuatro décadas construyendo telescopios y operándolos en suelo chileno, entre ellos el VLT (conjunto de cuatro telescopios de 8,2 metros cada uno) en Cerro Paranal y ALMA. Este último es una batería de 66 radioantenas móviles para la observación en banda milimétrica y submilimétrica en el llano de Chajnantor, en el que participan países de Norteamérica y del este de Asia. Para el E-ELT no hay que inventar un organismo internacional, ni tampoco es imprescindible construir algunas de las infraestructuras de apoyo, que ya existen en Europa y en Chile. Y desde luego tampoco hay que improvisar el marco de entendimiento entre países, que lleva décadas funcionando.

El ESO comenzó a diseñar el E-ELT en 2007, para definir su ubicación en la primera mitad de 2010 y presentar una propuesta de construcción a finales de 2010. Este calendario era bien conocido por los miembros del ESO (14 Estados europeos, 13 de ellos de la UE), por lo que algunos comentarios en la prensa chilena otorgando a unas acciones diplomáticas de última hora influencias sobre este calendario o sobre la decisión son simplemente ridículos. El ESO encargó a un comité externo un informe técnico sobre las posibles ubicaciones del E-ELT.

Los finalistas, la primerísima división por calidad astronómica, fueron cinco cerros en Chile más el Roque de los Muchachos (La Palma). La recomendación de este comité se hizo pública en marzo: ir a Cerro Armazones (Chile), por su mejor calidad para la observación astronómica y por las sinergias, al poner el E-ELT a tan solo 20 kilómetros de Cerro Paranal, donde el ESO no sólo opera el VLT y el interferómetro VLTI, sino que posee una infraestructura que podrá ser usada por el nuevo telescopio gigante. Esto representa un ahorro significativo en el coste que los Estados miembros del ESO debemos aportar anualmente para operar los telescopios.

España manifestó formalmente a los demás Estados del ESO hace tiempo que estaba dispuesta a apoyar financieramente la construcción del E-ELT si se hacía en La Palma. Hay que aclarar que no era un concurso para que los Gobiernos pujaran; el ESO iba a decidir para qué lugar diseñaría el telescopio que quiere construir después. Las negociaciones empezarían una vez seleccionada la ubicación. Aun así, España puso sobre la mesa una oferta sólida con un apoyo muy importante a las finanzas del proyecto.
El Consejo de los 14 Estados del ESO decidió, el 26 de abril, adoptar Cerro Armazones como ubicación de referencia para el E-ELT. Obviamente queda pendiente buscar una solución financiera viable para el proyecto, que los miembros del ESO deberemos abordar conjuntamente, ahora sin la oferta española.

A la vista de las razones que han sustentado la decisión, nada podía hacerse para revertirla. No se podían modificar aquellos parámetros atmosféricos donde el Observatorio del Roque de los Muchachos, siendo reconocido como excelente por todos los informes, no era tan bueno como Armazones; aunque sí se subrayaron aquellos en los que es mejor (que los hay). Tampoco se podían borrar del mapa las infraestructuras (talleres, residencias, equipamientos) que posee el ESO en Paranal y que nos permitirán operar el E-ELT en Armazones junto con los VLT. Ni más financiación ni más presión diplomática hubieran conseguido modificar la decisión. Son, por tanto, sorprendentes algunas declaraciones públicas en las que, en busca de culpables, se han lanzado acusaciones que simplemente no encajan.

España, como miembro del ESO, tendrá el mismo acceso al E-ELT en Chile que de haberse ubicado en La Palma. El telescopio y sus instrumentos se harán en Europa y esto representará cerca del 90% de los 1.000 millones de euros que costará. La industria española está muy bien preparada para participar en la fabricación de componentes importantes y tecnológicamente relevantes del E-ELT. Nuestros socios europeos esperan también que los centros españoles participen en el desarrollo de la instrumentación puntera que analizará la luz recogida por el E-ELT. La obra civil y los servicios básicos para la construcción y operación se contratarán en Chile, siendo esta la principal pérdida para España al no albergar la isla de La Palma el E-ELT.

La decisión de ubicar el E-ELT en Cerro Armazones no cuestiona en absoluto la excelencia del Observatorio del Roque de los Muchachos. Tenemos allí el mayor telescopio del mundo en la actualidad, el Gran Telescopio Canarias, que confiamos en que alcance pronto su velocidad de crucero. Junto a este, el reto de la astronomía española es ahora continuar con la fructífera explotación de los telescopios del ESO (en particular el VLT), prepararnos para la primera ciencia que saldrá de ALMA y contribuir a que el E-ELT sea una realidad.

Xavier Barcons es astrónomo, profesor de Investigación del CSIC y delegado de España en el ESO.:

Fuente: El País de 19 de mayo de 2010



Impacto en júpiter detectado por aficionado

Secuencia del impacto en Júpiter de un cometa o asteroide el 19 de julio de 2009.- STSCI.

Un astrónomo aficionado australiano descubrió la presencia de una mancha negra de grandes dimensiones cerca de la región polar meridional del planeta Júpiter, el pasado 19 de julio de 2009. El impacto ocurrió apenas unas tres o cuatro horas antes de la detección de la mancha, en el lado oscuro de Júpiter, por lo que no pudo ser observado directamente, y cerca del polo Sur del planeta.
Alertados los grandes observatorios del mundo, entre ellos el telescopio Hubble, confirmaron en pocas horas que la mancha era el residuo de cenizas dejado tras el impacto de un cometa o asteroide.
Según los análisis, publicados en Astrophysical Journal Letters, la mancha principal, una nube muy negra formada por los residuos del impacto, alcanzó un tamaño de unos 5.000 kilómetros en la atmósfera de Júpiter, si bien estaba rodeada por un halo de hasta 8.000 kilómetros, producido por la caída del material expulsado de la atmósfera.
El fenómeno fue estudiado también por Agustín Sánchez Lavega, astrofísico de la Universidad del País Vasco y experto en atmósferas planetarias quien explicó a la prensa que las partículas que formaron esa nube, de tamaño menor que una micra, eran muy oscuras, y eran fragmentos del cuerpo caído, aunque también pudieron ser producidas por las enormes temperaturas generadas en la atmósfera de Júpiter por el impacto.
En los días siguientes, las cenizas fueron arrastradas por los vientos de Júpiter, que no son muy fuertes en esas latitudes. Existen dudas sobre si el cuerpo que impactó en la superficie de Júpiter fue un cometa o un asteroide. Suponiendo que su naturaleza fuese cometaria y estuviese formado fundamentalmente por sustancias heladas, el tamaño del cometa debería haber sido de unos 500 metros de diámetro. Se cree que su trayectoria fue opuesta a la que siguieron los fragmentos del cometa Shoemaker-Levy 9 al entrar en la atmósfera joviana.
Este segundo impacto detectado con claridad en Júpiter, tras el del cometa Shoemaker-Levy de 1994, indica que, probablemente, la caída de objetos de tamaños de 0,5 a 1,0 kilómetros sobre el planeta es más frecuente de lo que se pensaba: hasta ahora se estimaba que era de un impacto cada 150 años como promedio, pero con los nuevos datos puede resultar que acontecimientos como éste ocurran cada 10 ó 15 años.
El estudio de los impactos en los planetas nos ayuda a entender mejor los que pudieran producirse en el futuro en la Tierra. Si este objeto hubiese impactado con nuestro planeta hubiera producido un enorme cataclismo. Afortunadamente cerca de nosotros hay pocos objetos de este tamaño, y en cierto sentido Júpiter es un paraguas protector, ya que con su enorme gravedad atrae fuertemente hacia sí los objetos errantes del Sistema Solar que pasan por sus proximidades.

Fuente: Astrophysical Journal Letters mayo 12 mayo 2010 ref: 715/2/L150

Más información: http://iopscience.iop.org/2041-8205/715/2/L150



Desaparece una banda en Júpiter

Observadores aficionados se sorprendieron al notar la desaparición del cinturón ecuatorial sur de Júpiter, dejando la Gran Mancha Roja aislada, fácilmente detectable.

Por otro lado, la British Astronomical Association (BAA) informa de que al reaparecer Júpiter en los cielos matutinos, tras su conjunción con el Sol, se ha observado la “casi total” desaparición de la banda ecuatorial meridional del planeta. Esta banda, o cinturón, entre las latitudes jovianas -8º y -20º sólo puede apreciarse en fotografías con débiles tintes amarillento y azulado. Esto ha ocurrido 17 veces desde 1901 y la última vez en 2007, pero en esta ocasión el fenómeno es mucho más acusado y la banda casi ha desaparecido por completo, tal como ocurrió en 1990 y 1993. Muchos observadores ya notaron una atenuación de esta banda durante el año 2009. El resurgimiento de este cinturón vendrá acompañado, como es habitual, de tormentas espectaculares, mostrando nuevos vórtices, y deberá ocurrir en algún momento de 2010 ó 2011.
La banda ecuatorial norte se halla en la fase opuesta de su ciclo, y se encuentra más expandida hacia el norte. La Gran Mancha Roja se ha ido reforzando y contrastando en el último año rodeándose de un foso blanco brillante a su alrededor.

Fuente: Notas de prensa diaria y boletín de la Astronomical Association (BAA) boletín nº00496

Más información sobre Júpiter: http://www.britastro.org/jupiter



Otro cronómetro preciso para datar las estrellas

Ampliación de la región central de NGC6791, tomada con el Telescopio Espacial Hubble. Fuente: Hubble | CSIC.

Investigadores españoles participan en un equipo internacional que ha encontrado la clave para datar la edad de las estrellas enanas blancas del cúmulo galáctico NGC6791, que ahora podrán ser usadas como «cronómetros fiables» para determinar el nacimiento de otros sistemas.
La investigación ha demostrado que la edad de las estrellas blancas estudiadas, situadas a una distancia de 13.300 años-luz, es de 8.000 millones de años y no de 6.000 millones, como se creía; una diferencia hallada por medio del análisis de la sedimentación de los elementos químicos más pesados y la cristalización de materiales del interior de las estrellas.
La mayoría de las enanas blancas están formadas por un núcleo de carbono y oxígeno y son consideradas como residuos o restos compactos de estrellas, fruto de la evolución estelar. Tienen en el momento de su formación niveles de temperatura y brillo muy alto, pero al no tener más fuente de energía que su reserva térmica, se van enfriando gradualmente y disminuyen su luminosidad hasta que dejan de verse.
Mediante técnicas de simulación, se ha reconstruido toda la evolución de las enanas blancas. Se han incluido los dos procesos físicos que tienen lugar en el núcleo de estas estrellas y que nunca se habían tenido en cuenta, en concreto la sedimentación del neón y la separación de fases del carbono y el oxígeno durante la cristalización, que sucede a temperaturas más bajas. En estas dos etapas de la evolución, la estrella libera energía gravitacional y el enfriamiento se ralentiza. Como las enanas blancas más débiles del cúmulo son también las más rojas y frías, si se dispone de buenos modelos de medición del enfriamiento, se puede calcular la edad del cúmulo.
Los expertos han calculado los colores y el brillo de las enanas blancas del cúmulo y han podido comprobar que en las más débiles, los efectos de estos procesos físicos retardan el enfriamiento de forma que la edad del cúmulo y de las enanas blancas coinciden.
Estos procesos han permitido ajustar con precisión esas edades, gracias a la comparación entre los cálculos hechos por los investigadores y las medidas del cúmulo realizadas con imágenes del telescopio espacial Hubble, comprobándose que ambos coinciden.
Esta mejor calibración de la edad de las estrellas, permite que el nuevo método se pueda aplicar, por ejemplo, al cálculo de las edades de otros cúmulos, e incluso de nuestra galaxia, cuya antigüedad se estima ahora en unos 10.000 millones de años; pero no del resto de galaxias, puesto que están tan lejos que no se pueden ver sus enanas blancas con los medios actuales.
El primer paso a partir de ahora es aplicar esta investigación a otros sistemas estelares y ver que efectivamente sirve para predecir las edades de forma correcta; para ver si hay fuentes adicionales de energía en el interior de estrellas, o utilizarla para averiguar si la constante de la gravitación varía con el tiempo, que es otra de las posibilidades.

Fuente: Nature, Letters: Nature 465, 194-196 (13 May 2010) | doi:10.1038/nature09045; Received 23 November 2009; Accepted 22 March 2010
Resumen de prensa en Agencia EFE, 13 de mayo 2010



Conclusión del SOHO: el diámetro del sol es estable

En octubre de 2003, el disco solar mostraba la mayor mancha observada por el SOHO, el grupo 10486. Fuente: SOHO / MDI Consortium.

Un estudio realizado durante los 12 años que el “Solar and Heliospheric Observatory” (SOHO) ha estado observando el Sol, tenía por objeto medir su diámetro con gran precisión para detectar posibles variaciones en el tamaño solar.
El limbo solar es difícil de definir y de delimitar, puesto que varía según la técnica utilizada, pero el equipo investigador de la Universidad de Hawai ha resuelto esta incertidumbre usando siempre el mismo instrumento durante esos 12 años, para determinar que no ha habido cambios en el diámetro.
El SOHO fue lanzado en diciembre de 1995 y ha estado observando el Sol más de un ciclo solar completo. Desde 1998, la máxima variación detectada en el diámetro ha sido de una millonésima. El estudio se ha basado en 500.000 imágenes tomadas por la cámara Doppler Michelson. Desde tierra no se llega a la misma conclusión: utilizando medidas de tránsitos de Mercurio y de eclipses o por medio de astrolabios, se obtienen variaciones entre 10 y 100 veces mayores, incluso mediante las medidas tomadas mediante instrumentos a bordo de globos atmosféricos a gran altitud. El equipo investigador sostiene que la actividad solar produce algún efecto en la estratosfera, de tal forma que influye sistemáticamente en los resultados obtenidos desde tierra y los amplifica. En cualquier caso, se trata de una especulación, porque de lo que no hay duda es de que el diámetro medido desde el espacio, fuera de la atmósfera, es estable.

Análisis de más de 500.000 imágenes del SOHO tomadas desde 1998. Arriba, la línea continua roja (media ajustada), muestra el diámetro solar y abajo, su variación en relación al ciclo solar y al número de manchas. Fuente: J. Kuhn / Astrophysical Journal.

El nuevo satélite de la NASA, Solar Dynamics Observatory, recientemente lanzado (ver artículo sobre su lanzamiento más adelante), volverá a repetir la prueba y en 2017 se podrán comparar sus resultados con los del Telescopio Solar de Tecnología Avanzada que se instalará en la cumbre del Haleakala en Hawai.

Fuente: Nota de prensa Universidad de Hawai, mayo 2010.

Pendiente publicación en Astrophysical Journal



La materia “normal” que faltaba, encontrada

Ilustración de un haz estrecho de rayos X procedente de una fuente lejana, atravesando el Muro de galaxias de Sculptor y el tenue medio intergaláctico, en su camino a la Tierrra. Fuente: NASA / CXC / M.Weiss.

El reparto en cuanto a tipo de materia que compone el Universo es el siguiente: Materia normal (bariónica) 4,6%; materia oscura (no bariónica) 22%; Energía oscura 73%. De esa materia “normal”, compuesta de protones, neutrones y electrones, hasta ahora los astrónomos solo habían podido encontrar la mitad de ese 4,6% que las teorías dicen que debería existir.
En los últimos años se han hallado indicios de que la otra mitad de esa materia que faltaba existe en forma de gas enrarecido intergaláctico conocido como “Medio Intergaláctico templado-caliente” (WHIM). La evidencia de la existencia del WHIM ha aumentado recientemente, puesto que se han encontrado sus líneas de absorción impresas en la radiación X que nos llega a través del “Muro de galaxias de Sculptor”. Ese haz de rayos X surge posiblemente de un agujero negro galáctico masivo (AGN) que crece rápidamente, produciendo esa radiación al ir absorbiendo materia.
En la línea de visión de este AGN, a la distancia de unos 400 millones de años luz, está el “Muro de Sculptor”, una gran estructura difusa que se extiende a lo largo de decenas de millones de años-luz y contiene miles de galaxias y gran cantidad de WHIM si las simulaciones teóricas son correctas. El gas WHIM en esta estructura absorbe parte de los rayos X en su camino a la Tierra.
Utilizando los datos del Observatorio Espacial Chandra, y del XMM-Newton, se ha podido deducir que la firma espectral observada concuerda con la cantidad y con la temperatura predichas (alrededor de un millón de grados Kelvin) del gas no detectado hasta ahora. Una de las razones por las que no se había descubierto antes es su densidad: unos seis átomos de hidrógeno por metro cúbico, mucho menor que el dato normal del gas del medio interestelar dentro de cada galaxia, que es de un millón de átomos por metro cúbico.
Hasta ahora ha habido detecciones importantes de gas WHIM en el universo cercano con temperaturas relativamente bajas (100.000ºK) utilizando observaciones en ultravioleta y de WHIM de temperatura relativamente alta (10 millones de ºK) utilizando rayos X en cúmulos de galaxias. Sin embargo, estas cantidades no podían justificar toda la cantidad de WHIM necesaria. Los estudios de absorción de rayos X de este estudio prueban que las temperaturas de un millón de grados son las más probables para encontrar el resto de gas WHIM.
Por su lado, tan misteriosa como siempre, la materia no bariónica, ese 22% de materia no compuesta por protones, neutrones o electrones, sigue sin ser descubierta.

Fuente: Noticias de Chandra, NASA, 11 mayo 2010-05-23

Más información: http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/news/10-048.html



Agujero negro expulsado de galaxia

Imagen del Telescopio espacial Hubble de la galaxia con el objeto sospechoso marcado con el círculo rojo. El círculo blanco marca el centro de la galaxia. Fuente: STScI / NASA.

Los agujeros negros super-masivos se encuentran en el centro de la mayoría de las grandes galaxias. Pero en una de ellas, los astrónomos han descubierto lo que puede ser un agujero negro gigante que parece estar siendo expulsado de la galaxia a gran velocidad. Fue descubierto recientemente por una estudiante de Astronomía, Marianne Heida, en Holanda y ha sido confirmado por un equipo internacional de astrónomos. Se cree que este objeto, posiblemente un agujero negro, salió expulsado como consecuencia de la fusión de otros dos agujeros negros más pequeños.
Este extraño objeto llamado CXO J122518.6+144545 fue descubierto mientras se hacía una comparación de cientos de miles de fuentes de rayos X, elegidas al azar, con las posiciones de millones de galaxias. Los rayos X pueden atravesar la envoltura de polvo y gas que rodea a los agujeros negros, y su fuente parece, desde la Tierra, muy puntual. Este objeto era muy brillante, pero no estaba en el centro de la galaxia.
Los agujeros negros supermasivos tienen más de 1.000 millones de masas solares, por lo que sólo pueden ser expulsados cuando se dan fenómenos de fusión entre otros agujeros negros. En los modelos de ordenador se simulan estos fenómenos, apreciándose que se forma un agujero negro nuevo que puede salir despedido de la galaxia dependiendo de las direcciones y velocidades que llevaban los agujeros negros iniciales.
Los investigadores suponen que puede haber más agujeros negros en retirada, puesto que se han encontrado más fuentes de rayos X de ese tipo, pero antes de confirmarlo necesitan más observaciones con el Observatorio de rayos X Chandra, para posicionarlos con exactitud.
También existe la posibilidad de que este objeto no sea un agujero negro fugitivo, en cuyo caso podría ser una supernova tipo IIb, muy azul, o una fuente ultra-luminosa de rayos X (ULX) con una contrapartida óptica muy luminosa.
Encontrar más de estos agujeros negros expulsados ayudará a entender las características de los agujeros negros cuando se fusionan. En el futuro, se espera poder observar estos procesos con el satélite LISA, que será capaz de medir las ondas de gravedad generadas por la fusión de agujeros negros.

Fuente: Royal Astronomical Society, 11 de mayo 2010

http://www.ras.org.uk/index.php?option=com_content&task=view&id=1759&Itemid=2



Un asteroide cubierto de agua

Ilustración de asteroides.

En el número del 29 de abril de NATURE se publicaba la noticia de la primera detección de hielo de agua y de materia orgánica sobre la superficie del asteroide 24 Themis, uno de los mayores del cinturón de principal de asteroides.
Observando Themis en siete ocasiones entre 2002 y 2008 mediante el Telescopio Infrarrojo de la NASA en Hawai, se encontraron indicios de una fina capa de escarcha mezclada con materiales orgánicos.
Se utilizaron técnicas de espectroscopía para medir la longitud de onda de la luz reflejada en el asteroide cuando era iluminado por el Sol, comparándola con las obtenidas en muestras de distintos materiales patrón. Esa longitud de onda de la luz reflejada se obtuvo en cuatro puntos diferentes de Themis y se comparó con las referencias. Así se pudo deducir que toda la superficie del asteroide estaba cubierta por una fina capa de hielo.
Themis había atraído la atención de los astrónomos puesto que miembros más pequeños del cinturón de asteroides habían mostrado colas de polvo y sublimación de hielos de agua, es decir, comportándose como cometas del cinturón de asteroides. Se han identificado minerales hidratados en sus superficies, por lo que pueden haber sido un aporte adicional de agua a la Tierra primitiva.
El hielo podría haber estado ya presente en el interior de los asteroides al formarse el Sistema Solar, pero al calentarse, se habría derretido, con el resultado de reacciones del agua con los materiales rocosos, pero es difícil explicar entonces la regeneración del hielo en la superficie. Otra explicación es que emergiera a la superficie en forma gaseosa y parte de ese vapor de agua podría haberse condensado y congelarse en la superficie permitiendo la renovación de esta capa.
Búsquedas anteriores de material orgánico en la superficie habían sido infructuosas. Se sospecha que la exposición a la radiación solar o los micrometeoritos podrían destruir los materiales orgánicos sobre los asteroides, especialmente si se acercan al Sol, por lo que este hallazgo es muy importante.

Fuente: Nota de prensa del Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins, Laurel, Md. USA, de 30 de abril de 2010



Estrellas jóvenes crean un hueco en una nebulosa

La imagen de la derecha, tomada en luz visible por el Telescopio Espacial Hubble muestra el hueco negro de NGC1999; Fuente: Hubble Heritage Team (STScI) and NASA. La imagen de la izquierda es en el infrarrojo, tomada por el Telescopio Herschel de ESA. El hueco negro se encuentra en la parte superior de la imagen, pero también se aprecian chorros y corrientes de gas alejándose de los objetos estelares de esa región del espacio. Fuente: ESA/HOPS Consortium.

La nube de gas NGC1999 muestra una mancha negra que durante años los astrónomos han pensado que era una densa nube de gas molecular frío y polvo que ocultaba la nebulosa brillante que había detrás. Ahora, mediante la observación en infrarrojo con el Telescopio Espacial Herschel, que puede observar a través de densas nubes de polvo, se ha descubierto que la zona oscura es en realidad un agujero, que ha sido despejado por los vientos estelares de las estrellas nacientes en esa región del espacio
Cuando se apuntó el Herschel a esa nebulosa para estudiar sus estrellas jóvenes, la mancha negra siguió apareciendo negra. Aunque la nube oscura fuera muy densa, el Herschel debería haber sido capaz de apreciar alguna estructura detrás y dentro de esa mancha negra, pero no la veía. Investigando más a fondo y observando también con telescopios terrestres se ha legado a esta conclusión: se sigue viendo negra no porque sea una densa nube de gas sino porque está vacía. Algo había hecho un agujero en la nube.
Las estrellas se forman en nubes de gas y polvo. Aunque siempre ha sido un misterio cómo los chorros estelares son capaces de empujar el gas circundante, el Herschel ha podido captar esta vez estrellas en pleno proceso de nacimiento y soplado del gas.
Los astrónomos creen que el agujero fue abierto cuando los chorros de las estrellas jóvenes de la región perforaron la capa de polvo y gas que forma NGC 1999. La potente radiación de una estrella ya madura puede haber ayudado a despejar el hueco. Este descubrimiento puede ser un paso importante en el desvelado de cómo sucede exactamente esta cadena de sucesos.

Fuente: noticias de Herschel-ESA, 11 de mayo 2010



La imagen del trimestre:

La burbuja galáctica RCW 120; Fuente: ESA/PACS/SPIRE/HOBYS Consortia.

Días antes del primer aniversario del Herschel en el espacio, se presentaron los primeros resultados científicos, junto con algunas imágenes impresionantes. Esta, de la región de formación de estrellas RCW120 ha revelado no sólo la burbuja de gas sino también el punto blanco que aparece en el borde de la burbuja y que los astrónomos llaman “la estrella imposible”. Contiene entre 8 y 10 masas solares y está aún rodeada por otras 2.000 masas solares de gas y polvo de las que todavía se puede alimentar.
El Herschel fue lanzado el 14 de mayo de 2009 y tiene un espejo primario de 3,5m. Utiliza helio líquido para enfriar sus detectores y óptica, hasta cerca del cero absoluto. Observa en infrarrojo lejano y ondas submilimétricas, que le permiten “ver” objetos muy fríos, de pocas decenas de grados Kelvin.
Fue lanzado a la vez que el satélite Plank, que ha estado recopilando datos para confeccionar el mapa más preciso hasta ahora de radiación de fondo de microondas. Lleva tres instrumentos, dos cámaras y un espectrómetro de ultra-alta precisión

Fuente, ESA, 7 de mayo de 2010



Otro observador solar en el espacio: solar dynamics observatory

Imagen en la que se ve una prominencia solar.

Lanzado el 11 de febrero, tiene la misión de observar el Sol durante un ciclo magnético completo de 11 años. El Solar Dynamics Observatory (SDO), de la NASA, se inserta en una órbita circular y geosíncrona, pero inclinada 28º respecto al ecuador. Se trata de una órbita especial que tiene un período orbital de 24 horas, conservándose sobre el mismo meridiano de la Tierra, pero desplazándose en declinación 28º hacia el norte y hacia el sur.
Tras las pruebas, se han podido recibir las primeras impresionantes imágenes y vídeos mostrando chorros de gas ionizado en la gran prominencia de 30 de marzo de 2010.
El satélite SDO amplía y mejora las características del SOHO en cuanto a la cadencia de imágenes, que es más rápida y la resolución, que es mucho mayor. Existe una página web donde se pueden ver todos los vídeos de estas primeras observaciones: http://sdo.gsfc.nasa.gov/
En principio, en los cinco años de vida prevista, que pude ser ampliada a un ciclo solar completo, observará los cambios que se producen en el Sol y cómo esos cambios afectan a la Tierra. Cada día el SDO transmitirá 1,5 terabytes de datos a la Tierra.

Principales instrumentos del satélite SDO.

Respecto a los instrumentos, cuenta con un cuarteto de telescopios, el Conjunto de Imagen Atmosférica (AIA), que graban imágenes completas del disco solar en ultravioleta y ultravioleta-extremo. Mientras el SOHO toma una de este tipo cada pocos minutos, el SDO lo hará cada 10 segundos.
El Experimento de variabilidad en ultravioleta extremo (EVE) que se especializará en la observación de fotones que calientan la atmósfera superior terrestre creando la ionosfera. Puede tomar muestras cada cuarto de segundo.
La Cámara Heliosísmica y Magnética (HMI) que monitoriza los movimientos y los campos magnéticos de la superficie solar, estudiando potencia, vibraciones y frecuencia para, de la misma forma que se estudia el interior de la Tierra en los terremotos, estudiar el núcleo solar.

Fuente: Notas de prensa de NASA y página del SDO de abril



Este artículo ha sido escrito por Juan Antonio Bernedo.