NeoFronteras

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

Hace 50 años, por primera vez en la historia, un hombre viajó al espacio. Era Yuri Gagarin, el primer cosmonauta ruso y su vuelo fue el comienzo de la carrera de la humanidad por alejarse de su cuna en el planeta Tierra.

Hoy, 50 años más tarde, ya hay agencias espaciales en muchos países de distintos continentes y la colaboración entre ellas va dando frutos puesto que comparte recursos y conocimiento. Aunque hay también otros esfuerzos de iniciativa privada que se suman a la conquista del espacio, los mayores avances provienen de esa colaboración entre agencias estatales.

Ahora, después de 30 años de desarrollo, las agencias de Reino Unido y la ESA han aprobado el desarrollo conjunto del Avión Espacial Skylon.

Se trata de una nave no tripulada, reutilizable, que puede alcanzar órbitas bajas alrededor de la Tierra levantando el vuelo desde una pista de despegue convencional. De aspecto futurista, como algunas naves de las películas de ciencia-ficción, es de una sola etapa, no lleva tanques externos ni cohetes de apoyo. Utiliza motores híbridos SABRE, desarrollados en Reino Unido, que utilizan hidrógeno líquido que combinan con el oxígeno del aire hasta altitudes de 26 km y velocidades de Mach 5. A partir de ahí entran en acción los cohetes de a bordo para el ascenso hasta orbitas bajas.

El objetivo es reducir los gastos de transporte de carga, de hasta 15 toneladas incluyendo satélites, equipo e incluso personas, a costes mucho menores que con cohetes convencionales.

Después de completar la misión, el Skylon haría su re-entrada y descendería hasta su base, aterrizando como cualquier avión en una pista convencional. Sería totalmente reutilizable y rápido de preparación para la siguiente misión.

Más información:
Reactionengines



Las Voyager se acercan al espacio interestelar

Fuente: NASA.

Después de 33 años, las naves Voyager, de la NASA siguen transmitiendo información a la Tierra. Han alcanzado los confines del Sistema Solar, saliendo de la parte más interna de la heliosfera y llegando a la envoltura exterior de la heliosfera, en la que abunda una especie de sopa electromagnética muy activa.

Esa envoltura exterior tiene entre 4.800 y 6.000 millones de km de espesor y se cree que las naves tardarán en recorrerla unos 5 años más, hasta atravesar por fin la Heliopausa. Después se encontrarán con el frente de choque de la Heliosfera con el medio interestelar, zona desconocida e impredecible en la que todo puede ocurrir.

Fuente: Página web de JPL-NASA, 28 abril 2011

Más información:
Noticia de la NASA.
Sobre Voyager en la NASA.



La despedida del Endeavour: instalar el espectrómetro magnético Alfa

El AMS-02 en su ubicación definitiva sobre la viga principal de la ISS, delante de los paneles solares. Fuente: NASA.

El transbordador espacial Endeavour, en su última misión, despegó el 16 de mayo y llegó a la Estación Espacial Internacional (ISS) el 18 de mayo.

La STS-134 es la 26ª y última misión del Endeavour, pero también es la última misión de un astronauta de la ESA a bordo del Trasbordador Espacial estadounidense, cerrando un programa de estrecha colaboración entre las dos agencias, NASA y ESA. Su misión científica principal fue instalar el AMS-02, un espectrómetro magnético diseñado para buscar antimateria y materia oscura en el Universo.

Este instrumento, que pesa 7 toneladas, inicia otra línea de investigación complementaria de las observaciones de los satélites de la ESA Planck, sobre materia invisible en el Universo, y Herschel, que observa los efectos de esa materia en las galaxias más jóvenes. En esencia es un detector de partículas diseñado para operar como un módulo externo acoplado a la Estación Espacial Internacional, en el Punto de Anclaje de Carga S3 Superior del brazo o viga soporte principal de la ISS.

Esta ubicación supone un entorno excelente para poder estudiar el Universo y sus orígenes y permite realizar la búsqueda de antimateria y materia oscura así como un análisis detallado de la composición y el flujo de los rayos cósmicos en unas condiciones libres de los efectos de la atmósfera terrestre.

Orbitando alrededor de la Tierra, a una altura de unos 300 km, AMS-02 estudiará con una precisión sin precedentes (1 diez-mil-millonésima) la composición de los rayos cósmicos primarios explorando una nueva frontera en el campo de la física de partículas. AMS-02 recogerá cientos de millones de rayos cósmicos primarios que, después de ser acelerados por intensos campos magnéticos, viajan cientos de millones de años luz hasta llegar al detector.

El núcleo del espectrómetro AMS-02 es un imán permanente de 1,2 toneladas, que genera un campo magnético, 4.000 veces más intenso que el de la Tierra, para estudiar los rayos cósmicos de alta energía y que permite determinar el signo de la carga de cada partícula que atraviesa los detectores: el experimento recogerá datos sin interrupción durante años, produciendo un flujo de datos de 7 Gbs que, después del procesado on-line, se reduce a un promedio de 2 Mbs transmitidos por el ancho de banda.

AMS-02 está construido, probado y operado en colaboración internacional de 56 institutos de 16 países. La NASA es responsable de la instalación de AMS-02 en la Estación Espacial Internacional (ISS) donde AMS operará durante el periodo de funcionamiento de la ISS, que ya ha sido prorrogado hasta 2020.

El AMS-02 es la segunda versión del AMS-01 que fue llevado a bordo del STS-91 del 2 al 12 de junio de 1998.

Las observaciones de AMS-02 ayudarán a responder cuestiones fundamentales como la composición de la masa invisible del Universo o el destino de la antimateria primigenia. Debido a sus características excepcionales, AMS-02 ha sido denominado el Telescopio Hubble de los rayos cósmicos.

Fuente: nota de prensa de ESA: PR 14 2011, de 16 de mayo de 2011 y página de AMS-02.



La nave galileo descubre un océano de magma bajo la superficie de Io

Imagen de Io tomada el 19 de septiembre de 1997, durante la décima órbita de Júpiter de la nave Galileo de la NASA. Io es el cuerpo más volcánico del Sistema Solar y su tamaño es un poco mayor que el de nuestra Luna. Fuente: NASA/Galileo.

Nuevos análisis de las observaciones de la nave Galileo apuntan a la existencia de un océano de magma fundido o semi-fundido bajo la superficie de Io, la luna más cercana a Júpiter.

Así se explicaría por qué este satélite es el más volcánico del Sistema Solar y da sentido a los extraños datos de los campos magnéticos de Io, que no se habían podido interpretar antes.

Io produce unas 100 veces más lava cada año que todos los volcanes de la Tierra, pero a diferencia de ésta, en la que las erupciones ocurren principalmente en puntos calientes, en Io los volcanes se distribuyen por toda su superficie. Hay un océano de magma global de hasta 50 km de profundidad bajo la corteza de Io, que ayuda a explicar su actividad.

Los volcanes de Io fueron descubiertos por las Voyager en 1979 y se explican por el calor generado por las fuerzas de marea del planeta gigante Júpiter, muy próximo al satélite. La nave Galileo llegó a Júpiter en 1995, después de un viaje de 6 años y obtuvo extraños datos del campo magnético, en sobrevuelos de esa luna en octubre de 1999 y febrero de 2000, que no pudieron ser explicados.

Recientemente, investigaciones de mineralogía descubrieron que un grupo de rocas conocidas como rocas ultramáficas pueden conducir corrientes eléctricas cuando están fundidas. Estas rocas son de origen ígneo (se forman por enfriamiento de magma). Si hubiera una capa de roca total o parcialmente fundida bajo la corteza, las corrientes eléctricas generadas podrían explicar las anomalías en el campo magnético observadas.
La capa de magma podría tener más de 50 km de profundidad, constituyendo al menos el 10% del volumen del manto de Io. Su temperatura sería superior a los 1.200ºC.

Las observaciones de la Galileo son compatibles con el tipo de roca lherzolita, una roca ígnea rica en silicatos de magnesio encontrada en Spitzsbergen, Suecia.

Fuente: Nota de prensa de NASA 11-144, de 12 de mayo de 2011
Más información:
Galileo.
Galileo Legacy.



Variaciones en la emisión de la nebulosa del cangrejo

El Observatorio de rayos-X Chandra, de la NASA, ha desvelado la complejidad de la zona central de la Nebulosa del Cangrejo. La imagen tiene unos 10 años-luz de ancho. Fuente: NASA/CXC/SAO/F. Seward et al.

El famoso resto de supernova de la Nebulosa del Cangrejo, ha explotado en un enorme destello cinco veces más potente que cualquiera observado anteriormente. El 12 de abril de 2011, el telescopio espacial de la NASA de rayos gamma Fermi detectó por primera vez la explosión, que se prolongó durante seis días. Otros satélites también realizaron observaciones que asombraron a los astrónomos con cambios inesperados en la emisión de rayos-X, que hasta ahora se creía la fuente de alta energía más estable del cielo.

La nebulosa es el resto de una estrella que explotó emitiendo luz que, 6.500 años más tarde, llegó a la Tierra en el año 1.054. En el centro de esos restos hay una estrella de neutrones superdensa que gira a una velocidad de 30 vueltas por segundo. En cada vuelta, la estrella orienta potentes rayos de radiación hacia la Tierra, creando las características emisiones pulsantes de las estrellas de neutrones (pulsares).

Aparte de estos pulsos, los astrofísicos creían que la Nebulosa del Cangrejo era una fuente de radiación de alta energía constante. Pero en enero, los científicos de varios observatorios espaciales, como Fermi, Swift y Rossi, observaron cambios de larga duración en el brillo en rayos X. La variación observada es de un descenso del 7% de la radiación en dos años, en energías de 15.000 a 50.000 electrón-voltios (eV). También descubrieron que la Nebulosa del Cangrejo ha aumentado o reducido su brillo un 3,5% cada año desde 1999. En el rango de los 100 millones de eV, ya se habían detectado cortas variaciones en forma de emisiones de rayos gamma. Hay que recordar que la luz visible tiene energías entre 2 y 3 eV.

El 12 de abril pasado, se detectó un estallido que llegó a ser 30 veces más potente que la producción normal de la Nebulosa del Cangrejo en rayos gamma y cinco veces más brillante que cualquier otro observado antes. El 16 de abril hubo otro estallido aún más brillante, pero en dos días se había apagado.

Estas variaciones tan sorprendentes pueden ser causadas por repentinas reconfiguraciones del campo magnético no muy lejos de la estrella de neutrones, probablemente a menos de un tercio de año-luz de ella, aunque no se sabe dónde con certeza. Esos cambios acelerarían electrones a velocidades cercanas a la de la luz y su interacción con el campo magnético produciría rayos gamma. Según las energías observadas, los electrones han sido acelerados a velocidades 100 veces más grandes que las conseguidas en cualquier acelerador de partículas de la Tierra, y según la duración de las emisiones, se estima que la región que las ha emitido debe ser de un tamaño comparable a nuestro sistema solar.

Gracias a la alerta previa del Fermi, se pudo observar el fenómeno con los satélites Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) y el Swift de la NASA y el INTEGRAL de la ESA,

Fuente: Notas de prensa de NASA-Chandra de 11 mayo 2011.



Vientos que azotan galaxias

Recreación artística de una galaxia con una fuga de gas molecular. Esos materiales arrancados de la galaxia pueden alcanzar los 1.000km/s, pudiendo vaciar la galaxia de gas en un millón de años e impedir la formación de nuevas estrellas Fuente: ESA/AOES Medialab.

El telescopio espacial Herschel de la ESA ha detectado fuertes tormentas de polvo y gas molecular saliendo de varias galaxias, producidas por vientos de hasta 1.000 km/s, unas 10.000 veces más rápido que los huracanes terrestres.

Hace tiempo que se sospecha que estas corrientes podrían tener la fuerza suficiente para despojar a las galaxias de gas, deteniendo el proceso de formación de estrellas a su paso, pero ésta es la primera vez que se observa este fenómeno de forma inequívoca en una serie de galaxias.

Las estrellas se forman a partir del gas y el polvo interestelar, por lo que estas corrientes están despojando a las galaxias de la materia prima que necesitan para formar nuevas estrellas. Estos vientos podrían alcanzar la magnitud suficiente como para detener por completo la evolución de aquellas estrellas que se encuentran en pleno proceso de formación.

Mediante el telescopio espacial Herschel, un equipo de astrónomos liderado por el doctor Sturm, del Instituto Max-Planck de Física Extraterrestre en Alemania, utilizó el instrumento PACS (Photoconductor Array Camera and Spectrometer) a bordo de Herschel para estudiar un conjunto de 50 galaxias. Las observaciones de las seis primeras sugieren que estas galaxias pueden llegar a perder 1.200 veces la masa de nuestro Sol cada año debido a estos fuertes vientos. Esto sería suficiente para barrer todas sus reservas de gas en un periodo de entre un millón y 100 millones de años. En otras palabras, algunas galaxias podrían perder todo el material que les permite formar nuevas estrellas en tan sólo unos millones de años.

Estas corrientes podrían ser el resultado de la intensa emisión de luz y partículas de las estrellas más jóvenes, o de las ondas de choque generadas tras la explosión de las estrellas más viejas. Otras teorías sugieren que podrían tener su origen en la radiación generada por la materia que se arremolina en torno a un agujero negro en el centro galáctico.

Los vientos de mayor intensidad parecen proceder de las galaxias que contienen los núcleos galácticos activos (AGN) más brillantes, en los que un agujero negro supermasivo engulle la materia que lo rodea. El doctor Sturn y su equipo están probando esta hipótesis en las otras galaxias que componen su estudio. Si su teoría es correcta, podría ayudar a explicar cómo se formaron las galaxias elípticas. En este tipo de galaxias, el proceso de formación de estrellas se detuvo hace tiempo, cuando se agotaron las reservas de gas interestelar.

Las teorías sugieren que las galaxias elípticas se forman siguiendo un proceso de realimentación negativa: cuando dos galaxias de menor tamaño colisionan y se fusionan, el agujero negro que domina el nuevo núcleo combinado tiene a su disposición más materia, que le permite crecer e incrementar su actividad. Como consecuencia, las corrientes que genera son todavía más intensas, arrastrando más gas interestelar fuera de la galaxia, hasta el punto de detener por completo el proceso de formación de estrellas.

Al observar estas tormentas de polvo y gas en plena acción, Herschel puede aportar las pruebas necesarias para confirmar que la evolución de las galaxias está dominada por procesos de realimentación negativa.

Fuente: notas de prensa de ESA, 11 mayo 2011
Publicado también en Astrophysical Journal Letters, vol. 733, pag. L16, con el título “Massive molecular outflows and negative feedback in ULIRGs observed by Herschel-PACS by Sturm et al”.



Estrellas muy frías

A los 10.000 años de edad, las enanas marrones más grandes son rojizas como las estrellas de tipo M más pequeñas, pero las más frías y pequeñas de tipo T y del tipo Y propuesto son más azules y deberían ser de tono más magenta. Fuente: Robert Hurt, IPAC, NASA.

En los últimos 15 años, a los tipos espectrales de estrellas clásicos O, B, A, F, G, K, M ha habido que añadir dos tipos más para estrellas marrones más frías y débiles: L y T. Los astrónomos creen que cualquier estrella de clase T por debajo de los 230ºC empezaría a perder algunas de sus características espectrales y empezaría a mostrar evidencias de nubes de amoniaco y de agua. Así, en 1999 se propuso para objetos aún más fríos, la nueva clase Y.

Nuestra estrella tiene unos 6.000ºC en el exterior y unos 15 millones de grados en el núcleo. Comparadas con ella, las estrellas conocidas como enanas M son relativamente frías (2.000-3.200ºC) y las enanas marrones de tipos L (1.200-1.700ºC) y T (700ºC) son todavía mucho más frías.

Ahora, los astrónomos creen haber descubierto ejemplos de la nueva clase espectral de estrellas, cuya superficie estaría a temperaturas menores de 100ºC, llegando incluso a 27º en uno de los casos detectados. Son las estrellas de tipo Y, que vienen a llenar el hueco entre las enanas marrones más frías, de 225ºC de temperatura superficial, y los cuerpos como Júpiter, de -125ºC.

Una de las estrellas candidatas a tipo Y es WD 0806-661b, la compañera de una estrella enana blanca bastante débil, que el telescopio espacial Spitzer situó a 63 años-luz en la constelación meridional de Volans. Emite muy poca radiación en la banda de infrarrojos, por encima de 4,5 micras. La estimación de temperatura superficial de 27 grados centígrados se basa en el brillo en infrarrojo y la edad deducida de la enana blanca. Si todos los cálculos fueran correctos, se trataría de un objeto de masa 7 veces mayor que la de Júpiter. Aunque la temperatura es agradable, no sería visitable, puesto que se trata de un cuerpo gaseoso, sin una superficie sólida. Tampoco sería posible adentrarse en su atmósfera mediante un globo, puesto que su gravedad de 15g sería aplastante.

Esta imagen de la enana marrón binaria CFBDSIR 1458+10 fue compuesta con las tomas a través de cuatro filtros distintos en el infrarrojo cercano. Se utilizó el sistema de Óptica Adaptativa de Estrella Guía Láser (LGS) del telescopio Keck II de Hawai. La componente más débil del par es una candidata a estrella enana marrón de tipo Y. Fuente: Michael Liu / Univ. of Hawai.

Otra candidata, CFBDSIR 1458+10, a 75 años-luz en Leo, es un sistema doble de enanas marrones; la más débil de ellas es una de las enanas marrones más frías conocidas: CFBDSIR 1458+10b. Se ha podido determinar por espectroscopia en el infrarrojo cercano, utilizando el telescopio VLT del ESO, que está a unos 95ºC y se estima que tiene una masa entre 6 y 15 veces la de Júpiter.
Existe la intención de observar este par durante largo tiempo, posiblemente una década, y poder determinar así la órbita de la binaria, y conocer sus masas.

Fuentes:
Comunicado de prensa ESO1110 de 23 de marzo de 2011.
Sky and telescope news blog 23 de marzo de 2011.
Información adicional sobre WD 0806-661



Chandra explica las supernovas tipo Ia

En la imagen puede verse, abajo, a la izquierda un pequeño arco de rayos-X. Fuente: NASA/CXC/Chinese Academy of Sciences/F. Lu et al..

La nueva imagen obtenida por el telescopio de rayos-X Chandra, del resto de la supernova de Tycho contiene nuevas evidencias del origen de estas explosiones de supernovas, las de tipo Ia.

Parece ser que se ha descubierto material que fue arrancado de una estrella compañera por la explosión de una enana blanca, creando la supernova que vio Tycho Brahe en 1.572. Hay indicios de que este material bloqueó los fragmentos dispersados por la explosión creando un arco y una zona de sombra en los restos de supernova.

Hay dos tipos principales de supernovas: en el tipo II, cuando una estrella masiva quema el hidrógeno del núcleo, colapsa sobre sí misma y eso dispara la explosión de supernova. Por el contrario, las de tipo Ia son diferentes. Las estrellas pequeñas acaban como enanas blancas al fin de sus vidas haciéndose densísimas esferas de carbono y oxígeno del tamaño de la Tierra, pero con la masa del Sol. En algún caso esa enana blanca se puede volver a encender, creando una explosión que puede ser vista a miles de millones de años-luz, aunque los astrónomos no saben explicar qué causa esa explosión.

Algunos dicen que puede deberse a la fusión de dos estrellas enanas blancas, pero en ese caso no debería observarse material expelido de otra compañera. La otra posible explicación es que la enana blanca vaya arrancando material de otra estrella de tipo solar, hasta que se produce la explosión.

Ambos procesos pueden producirse en condiciones diferentes, pero los resultados de Chandra de la supernova Tycho apoyan la segunda.

En la ilustración, se explica el origen de la emisión del arco de rayos-X en la supernova de Tycho. Fuente: NASA/CXC/M.Weiss.

Las nuevas imágenes del Chandra muestran por primera vez la emisión en forma de arco de rayos-X entre los restos. Esa forma es diferente de cualquier otro detalle y puede deberse a una onda de choque creada por la explosión, al barrer y arrastrar la parte superficial de la estrella compañera cercana. Además, este nuevo estudio demuestra lo resistentes que pueden ser las estrellas, ya que la explosión de supernova arrancó muy poco material de esa estrella compañera.

Anteriormente, se había podido descubrir una estrella dentro de los restos que se movía mucho más rápidamente que sus vecinas, haciendo sospechar que pudiera tratarse de la estrella compañera. Es decir, esta estrella estaba muy cerca del origen de la explosión y sobrevivió casi sin sufrir pérdida de masa, pero la explosión le dio un incremento de velocidad que, sumada a su velocidad orbital previa, la hace viajar tan rápido por el espacio. Este material arrancado de la estrella compañera era la pista que faltaba para explicar la de la supernova de Tycho como originada por un sistema binario que cuenta con una estrella “normal”.

Fuente: Nota de prensa de Chandra de 26 de abril de 2011.



El terremoto de Japón cambia el eje de la Tierra

Estas fotografías fueron tomadas antes y después del sismo por el Espectroradiómetro de Imagen (MODIS, por su sigla en inglés) de su satélite Terra. Ambas instantáneas muestran el litoral oriental de Japón y sobre todo la región de Sendai, la más afectada por el temblor, con la diferencia de que la de arriba fue tomada el 26 de febrero y la de abajo el 12 de marzo.

El terremoto de 11 de marzo, de magnitud 9, y el posterior tsunami del Japón tuvieron desastrosas consecuencias, causando varios miles de muertos, sobre todo debido al tsunami de proporciones gigantescas dada su proximidad al epicentro. Todos hemos oído hablar también del peligro que supone la contaminación nuclear causada por sus destrozos en las centrales niponas, especialmente Fukushima, pero también ha habido efectos geológicos y planetarios.

El mayor terremoto de la historia de Japón, además de cambiar el perfil de su costa, parece haber desplazado la isla principal del archipiélago nipón unos 2,4 metros, según muestran imágenes de satélite tomadas por la NASA antes y después de la tragedia, y los cálculos del Servicio Geológico de EEUU (USGS). El dato inicial se obtuvo de una estación de GPS que se desplazó (2,4 metros) según la GSI (Autoridad en Información Geoespacial) en Japón, que elaboró un mapa que muestra el patrón de cambio en una gran superficie y que concuerda con el cambio de distribución de la masa terrestre.

Además, el día (la rotación de la Tierra sobre su eje) se ha acortado 1.8 microsegundos. El eje de masas de la Tierra parece haberse desplazado 17 centímetros en la dirección de Longitud 133º y acumula una distancia respecto al eje geométrico Norte-Sur de unos 10 metros. Este cambio causará una pequeña diferencia en el cabeceo de la Tierra cuanto rota, pero no cambiará el eje de rotación terrestre en relación al espacio exterior.

Otros terremotos han cambiado también estos parámetros, que sufren un ajuste constante. El terremoto de Chile de 2010 (magnitud 8,8) ya produjo un acortamiento del día de 1,26 microsegundos y un desplazamiento del eje de masas de la Tierra de unos 8 cm. Pero estos cambios son normales y mucho menores, por ejemplo que el efecto de los cambios continuos de los vientos y corrientes marinas, 500 veces mayores en magnitud.

Fuente: Noticias de JPL-NASA, 14 de Marzo 2011



La primera antena de 7 metros de Atacama

La primera de las doce antenas de 7 metros de diámetro ha sido entregada al Observatorio de Atacama ALMA.

ALMA tendrá un total de 66 antenas con las que podrá hacer interferometría milimétrica: 54 antenas de 12 metros de diámetro y 12 de 7 metros. De ellas, las 12 de 7 metros y cuatro de 12 metros formarán un subgrupo llamado Atacama Compact Array (ACA) que será utilizado para el estudio de objetos celestes extensos, como nubes moleculares gigantes. En la imagen, la antena se encuentra en el Centro de Apoyo de Operaciones (OSF) a una altura de 2.900 metros en las colinas de los Andes Chilenos.

Estas antenas son fabricadas en Japón pero son ensambladas y probadas en el OSF antes de ser entregadas al observatorio. Después de pruebas exhaustivas y de la instalación de los receptores extrasensibles, se traslada cada antena a la llanura de Chajnantor a 5.000 metros de altura, lugar de observación de ALMA, que es un proyecto conjunto de Europa (a través de ESO), Estados Unidos, Asia Oriental y Chile.

Fuente: Nota de prensa de ALMA, de 18 de mayo de 2011.



Nuestra galaxia tiene dos brazos

La estructura básica de nuestra galaxia tiene dos brazos que salen de la barra central. Pero sólo parte de ellos pueden ser vistos. Ahora se ha detectado la parte final del brazo de Scutum-Centaurus. Fuente: Thomas Dame.

En el estudio morfológico de nuestra galaxia muchos equipos de astrónomos han utilizado diversos instrumentos y técnicas, pero llegaban siempre a conclusiones que no eran compatibles con las de los demás.

Hace unos años, investigadores utilizando el telescopio espacial Spitzer dedujeron que la Vía Láctea tiene sólo dos brazos espirales, no cuatro, como se creía: el brazo de Scutum-Centaurus y el de Perseo, que parecen salir justo del final de la barra central de la galaxia.

Desde nuestro punto de observación en la galaxia, sólo podemos ver las zonas de los brazos que están en primer plano, pero hasta ahora no había evidencias de los extremos más alejados de los brazos espirales. Ahora, un equipo del Smithsonian Center for Astrophysics ha identificado una sección de brazo en la parte exterior del disco, a unos 50.000 años-luz del centro galáctico. Mediante una modesta antena de plato de 1,2 metros de diámetro desde el Centro de Astrofísica de Cambridge, Massachussets, a frecuencias de 115 gigahercios (de la emisión del monóxido de carbono CO en grandes nubes moleculares), estudiaron varias direcciones dentro del plano galáctico. Encontraron una gran nube rica en CO de unos 150 años-luz de ancho y que tiene una masa de unos 50.000 soles.

El gráfico muestra la emisión del hidrógeno neutro que marca la posición de un gran trecho del brazo espiral de la parte exterior de la galaxia. Los puntos negros indican dónde los radioastrónomos han encontrado fuertes emisiones de CO en grandes nubes moleculares a lo largo del brazo. Fuente: T. Dame & P. Thaddeus.

El brazo aparece en muestreos de radio anteriores, en frecuencias de hidrógeno neutro, pero el resultado no se había dado por válido porque el brazo parecía desplazado del plano galáctico e inclinado respecto a él. Interpretar la emisión de hidrógeno es difícil por su gran abundancia, pero la del CO concuerda con la de hidrógeno, confirmando así el desplazamiento y la inclinación del brazo.

El nuevo hallazgo es un segmento aislado de 60.000 años-luz de largo que puede ser el final del brazo Scutum-Centaurus, dando al arco completo una dimensión de 200.000 años-luz de largo y que se enrosca en espiral más de 300º alrededor del centro galáctico.
Los resultados aparecen en el Astrophysical Journal Letters de 10 de mayo, y sus autores continuarán observando para hacer más fiable el descubrimiento.

Fuente: Sky and Telescope News blog, 25 mayo 2011.
Publicado en Astrophysical Journal Letters de 10 de mayo



El programa Galileo comenzará en octubre

Configuración final del sistema europeo GPS Galileo, que constará de 30 satélites. Fuente: ESA-J. Huart.

Los dos primeros satélites del sistema europeo de navegación por satélite Galileo serán lanzados el día 20 de octubre de 2011. Este será el primero de una serie de lanzamientos que deberá realizar Arianespace desde el nuevo Puerto Espacial Europeo, en la Guayana Francesa, para poner en órbita los 30 satélites que conforman la constelación Galileo.

Los dos satélites Galileo viajarán a bordo de un lanzador Soyuz ruso. El lanzamiento de octubre será el primer vuelo de Soyuz desde el nuevo complejo de lanzamiento en la Guayana Francesa, construido bajo el marco de un programa de la Agencia Espacial Europea.

Este anuncio se produce tras la reunión celebrada el pasado día 12 de mayo, con la participación de ESA, Arianespace y los principales contratistas industriales, en la que se acordó que los segmentos espacial y terrenal de Galileo estén listos a tiempo para el primer lanzamiento en el mes de octubre. El acuerdo es el fruto de la cooperación internacional de la Unión Europea y ESA por un lado y de la ESA y la agencia espacial rusa por otro.

El programa Galileo es la iniciativa europea para desplegar y operar un sistema global de navegación por satélite (GPS) de última generación, capaz de ofrecer un servicio de posicionamiento garantizado y de gran precisión, bajo control civil. Las fases de definición, desarrollo y verificación en órbita han sido llevadas a cabo por la ESA y cofinanciadas por la ESA y la Comunidad Europea.
La fase operacional del programa Galileo está siendo gestionada y financiada íntegramente por la Comisión Europea. La Comisión y la ESA han firmado un acuerdo de delegación por el que la ESA actúa como agente de diseño y contratación en representación de la Comisión Europea.

Fuente: Comunicado de prensa de ESA PR 16 2011 de 23 mayo 2011.



Este artículo ha sido escrito por Juan Antonio Bernedo.