NeoFronteras

Una vez más Juan Antonio Bernedo nos envía un artículo con la actualidad astronómica de los últimos tres meses. Muchas de ellas no han sido cubiertas por NeoFronteras.

Los recortes de fondos para la investigación amenazan también al Grantecan

El exagerado recorte de 600 millones de euros para investigación anunciado por el nuevo Gobierno acabará con muchos proyectos de investigación en España, entre los que están muchos astronómicos.

Según diversas declaraciones y entrevistas del Director del Gran Telescopio de Canarias, Pedro Álvarez, pese a ser un referente internacional dentro del mundo de los estudios astrofísicos, el gran telescopio lleva ya años sin recibir fondos públicos y se ha estado financiando gracias a recursos propios.

Según Álvarez, este “hachazo” significa olvidarse por completo del desarrollo y dedicarse únicamente a sobrevivir, pero esta lucha por la continuidad solamente tiene sentido si hay perspectivas de volver a recibir fondos, ya que no sirve de nada mantener el telescopio “abierto porque sí”.

A ese respecto, Álvarez no mostró muchas esperanzas de que la situación vaya a mejorar en 2013. Intentará, por todos los medios no cerrar el centro, porque un sólo año de parón en investigación científica significa muchos años más para recuperar la actividad.

Otros responsables de investigación científica en España advierten que una de las consecuencias del recorte es la «fuga de cerebros”. Viene ocurriendo hace ya muchísimo tiempo, aunque se recuperaban algunos a través de programas como el Juan de la Cierva o el Ramón y Cajal, pero ahora se agravará el problema. La pérdida de muchos jóvenes, en cuya preparación se ha invertido mucho dinero, que emigran a otros países porque aquí no encuentran oportunidades, hipoteca la generación futura de investigadores.

No sólo ocurre en el campo de la astrofísica, también es patente en el caso de los médicos que, una vez formados y después de aprobar el MIR, tienen que salir al extranjero para poder desarrollarse profesionalmente.

En otros países como Alemania, se han potenciado tremendamente las partidas destinadas a investigación, en plena crisis, y eso no ha sido imitado en este país. La cantidad de dinero que se ha recortado va a suponer un enorme frenazo en la actividad científica que luego será muy complicado remontar. Caer en el pozo es fácil, pero salir de él es muy difícil, y lo mismo está ocurriendo con la inversión en investigación en las empresas privadas.



Vega, el nuevo lanzador de la esa, pone en órbita 9 satélites

El lanzador VV01 (VEGA) despegó desde el nuevo complejo de lanzamiento de Vega en el Puerto Espacial Europeo, en Kourou, Guayana Francesa, con nueve satélites a bordo: el satélite reflector LARES y ALMASat-1, y siete CubeSats desarrollados por universidades europeas.

Con casi 30 metros de altura y 3 de diámetro, el lanzador tiene una masa total de 137 toneladas al despegue. Su capacidad viene a llenar el hueco de la ESA de lanzadores ligeros, para cargas entre 300 y 2500 kg, para órbitas de todo tipo, desde ecuatoriales a heliosíncronas. Se sumará así al lanzador pesado Ariane 5 y al de tipo medio Soyuz que ya estaban en uso.

Vega está compuesto por tres etapas de combustible sólido y por un módulo superior de combustible líquido encargado del control de orientación, de órbita y de la separación de los satélites. Al contrario que la mayoría de los pequeños lanzadores, Vega es capaz de poner en órbita varios satélites en cada lanzamiento.

Esta primera misión permitirá certificar el sistema Vega, incluyendo el propio vehículo, la infraestructura de tierra y las operaciones de lanzamiento, que abarcan desde la campaña de preparación hasta la separación de los satélites y la desactivación del módulo superior en condiciones reales. Además, se certificarán en vuelo las prestaciones del vehículo y los servicios a sus cargas útiles, tras haber completado con éxito todos los procesos de certificación en tierra.

El vehículo se divide en tres secciones principales: el conjunto inferior, el módulo superior y el conjunto de la carga útil.

El conjunto inferior está formado por las tres etapas de combustible sólido y por la estructura de soporte de la cuarta etapa.

La cuarta etapa de Vega, AVUM, puso al satélite LARES en una órbita circular de 70° de inclinación y 1450 km de altitud. A continuación, efectuó una serie de maniobras para reducir la altura del perigeo hasta los 350 km, momento en el que liberó al resto de satélites, como los “CubeSats” de esta ocasión.

El programa de desarrollo fue costeado por siete países miembros de la ESA, entre ellos, España.

LOS CUBESATS: Poco después del lanzamiento, los siete CubeSats de la ESA (minisatélites experimentales propuestos y realizados por estudiantes de países de la ESA que incluyen España y por primera vez, del Este Europeo como Polonia, Hungría y Rumania) entraron en funcionamiento y fueron escuchados por primera vez dos horas después del lanzamiento.

La historia de los CubeSats de la ESA (conocidos como los “ESA Cubs”) comenzó en mayo de 2007, cuando la Agencia acordó incluir una carga útil educativa, formada por hasta seis CubeSats, en el vuelo inaugural de Vega. A esta decisión le siguió, en enero de 2008, la organización del primer taller de CubeSats a nivel europeo.

Al principio, los CubeSats todavía no eran muy populares entre las universidades europeas, pero luego despertaron gran interés y contaron con 120 participantes. Los proyectos son muy variados, dejando patente la increíble creatividad de la comunidad CubeSat. Al final se seleccionaron 24 equipos de estudiantes para que presentaran sus ideas en un taller celebrado en el Centro Europeo de Investigación y Tecnología Espacial (ESTEC), en los Países Bajos”.

Unas semanas más tarde, se abrió una convocatoria de propuestas para una misión CubeSat, abierta a todas las universidades de los estados miembros y cooperantes de la ESA. La respuesta fue una vez más mucho mayor de lo esperado, por lo que se decidió aumentar el número de satélites de seis a nueve, más dos satélites de reserva.

Cuando los equipos seleccionados ya habían comenzado a diseñar y a construir sus pequeños satélites, se organizó un segundo taller de CubeSats en ESTEC, en enero de 2009. Esta segunda edición atrajo todavía más interés, con 175 participantes de distintos países europeos. En el evento, los estudiantes tuvieron la oportunidad de presentar el estado de desarrollo de sus proyectos y de intercambiar información con otros equipos y con representantes de la ESA y de la industria.

Los CubeSats son una buena plataforma educativa, que permite a los estudiantes de ingeniería adquirir experiencia práctica en el diseño, ensayos y operaciones de un sistema espacial real y de su segmento de tierra, a un coste accesible. A pesar de algún retraso y de pequeños problemas técnicos, los CubeSats fueron entregados con éxito a la ESA, que comenzó las tareas de comprobación, aceptación e integración en los adaptadores de lanzamiento (conocidos como P-PODs) a mediados de octubre de 2011. Los P-PODs se trasladaron al Puerto Espacial Europeo en la Guayana Francesa a finales del pasado mes de noviembre.

XaTcobeo, el CubeSat de la Universidad de Vigo e INTA, almacenado para lanzamiento. Fuente: Universidade de Vigo / INTA.

Los P-PODs, cargados con los siete CubeSats, son lo suficientemente ligeros y pequeños como para ser transportados a mano, por lo que pudieron guardarse en unas maletas y llevarse fácilmente como equipaje de mano en el vuelo a la Guayana Francesa. A mediados de diciembre comenzó la integración de los P-PODs con el Sistema LARES, la carga útil principal de esta primera misión de Vega.

Los CubeSats son un tipo de picosatélites cuya masa y dimensiones están estandarizadas (cubos de 10 cm de lado, con una masa máxima de 1 kg). Sus misiones se pueden controlan desde estaciones de seguimiento universitarias o de radioaficionado.

Fuente: noticias de ESA de 10 al 18 de febrero de 2012
Más información: Web de Vega.



Las dunas de Titán

Dunas de Titán (izquierda) y de la Tierra (derecha). Fuente: NASA/JPL-Caltech/ASI/ESA y USGS/ESA.

El radar de la Cassini ha inspeccionado diferentes campos de dunas en Titán y ha encontrado distintos tipos que se corresponden exactamente con campos similares en la Tierra. Al lado de las llanuras de aspecto uniforme que cubren gran parte de su superficie, los campos de dunas cubren un 13% de la superficie de Titán en una distribución bastante dispersa. Son similares a las dunas del desierto de Namibia en la Tierra, pero son mucho mayores. La mayoría son lineales, con variaciones en cuanto a medidas llegando a presentar frentes de dos kilómetros de anchura, separadas por varios kilómetros entre dunas, con cientos de kilómetros de largo y hasta 100 metros de altura. Se forman debido a los vientos dominantes Este-Oeste.

Otra diferencia es que la arena de Titán no está compuesta por silicatos, como la de la Tierra, sino de precipitados de hidrocarburos presentes en la atmósfera. Estos compuestos se unen formando granos de varios milímetros, aunque se desconoce el proceso de agregación.

El tamaño de las dunas depende, al menos, de la altitud y de la latitud del terreno donde se forman. Los mayores campos de dunas se producen en las regiones bajas; en las más altas se producen dunas más estrechas y más separadas; en este caso la capa de arena es menos espesa, puesto que hay menos arena en las tierras elevadas. Casi todas se encuentran en la zona ecuatorial, entre 30ºN y 30ºS. Más al norte, se encuentran también dunas más estrechas y más espaciadas.

La órbita elíptica de Saturno tiene gran influencia en su formación: el período orbital de Saturno es de unos 30 años, con estaciones de unos 7 años cada una. La elipticidad de la órbita determina que el hemisferio Sur de Titán tenga veranos más cortos y más intensos. La humedad (vapor de etano y metano) en esas regiones australes se reduce, haciendo que los gránulos de arena estén más sueltos y sean más fácilmente llevados por los vientos para formar dunas. En el norte, es más difícil arrastrar los granos de arena que se encuentran “pegados” por la humedad. De esta mayor humedad hay pruebas, puesto que los lagos y mares de Titán están principalmente en el hemisferio norte.

Entender las dunas y su formación podría ayudar a entender el ciclo del metano-etano de Titán, semejante en muchos aspectos al ciclo del agua en la Tierra.

Fuente: Noticias de ESA- CASSINI, 23 enero 2012.



Continúan los ferries a la estación espacial internacional

Ilustración del ATV conectado son la ISS en un momento de descarga de suministros. El módulo está presurizado para permitir que los propios astronautas descarguen hasta 7,2 toneladas de equipos, combustible, alimentos, agua y aire. Fuente: ESA-D.Ducros.

Los ATV, vehículos automáticos de transporte y retirada de carga de la Estación Espacial Internacional (ISS), siguen cumpliendo su función. Como no son reutilizables, sino que se queman en su reentrada en la atmósfera, junto con los residuos retirados de la ISS, hay que irlos construyendo a medida que se van a ser utilizados.

El primer Vehículo Automático de Transferencia (ATV), llamado Julio Verne en honor del escritor francés, voló en 2008 sin problemas. Le siguió el Johannes Kepler, matemático y astrónomo alemán, en 2011 y ahora se ha lanzado el tercero, nombrado en honor del físico italiano Edoardo Amaldi.

En 2013 está previsto lanzar el ATV-4 que se llamará Albert Einstein y se acaba de dar nombre al ATV-5: el físico belga Georges Lemaitre.

Los ATV llevan unas 6 toneladas de cargamento a la ISS, en órbita a unos 400 km alrededor de la Tierra. Son lanzados mediante un cohete Ariane 5 desde Kourou y se acoplan automáticamente al módulo de atraque ruso Zvezda de la Estación Espacial.

Antes de su lanzamiento, el vehículo es ensamblado, puesto que es transportado hasta Guayana en dos partes, una el contenedor de carga y la otra, la nave espacial con su impulsor. Se instalan los paneles solares plegables, se carga de más de 6 toneladas de combustible (tanto para propulsión propia, como para los motores de la ISS), y suministros de agua, aire y oxígeno. Finalmente se instala en la parte superior del lanzador Ariane 5 y se comprueban todos sus parámetros nuevamente antes del lanzamiento.

Fuente: noticias de ESA, febrero 2012
Más información: ATV.



Océano en Marte, según Mars Express

Imagen de la reconstrucción del océano marciano, en la zona del polo norte según las evidencias de los nuevos resultados del radar MARSIS de la sonda Mars Express. El radar detectó sedimentos de fondo oceánico situado en las llanuras septentrionales de Marte, hace miles de millones de años.

El radar MARSIS fue desplegado en 2005 y desde entonces ha estado enviando datos. Con un conjunto de más de dos años de esos datos, un equipo internacional de astrónomos ha descubierto que las llanuras del norte están cubiertas por un material de baja densidad que puede interpretarse como un depósito sedimentario y probablemente rico en hielo, lo que puede ser un indicio de que hubo un océano allí en el pasado.

El radar de MARSIS penetra en el suelo marciano hasta profundidades de 60 u 80 metros y en toda esa profundidad, en esa zona se encuentra material sedimentario y hielo, con sus características de baja reflectividad en el radar. Son sedimentos granulares, de baja densidad que han sido arrancados por la erosión y arrastrados por el agua hasta esos depósitos por las corrientes.

Se han propuesto en los últimos años dos posibilidades de que hubiera mares en Marte: una, hace 4000 millones de años, cuando las condiciones en Marte eran más templadas y otra, hace unos 3000 millones de años cuando, debido a un incremento de la actividad geotérmica, se fundió el hielo que había bajo la superficie, creando canales que vertieron el agua en las áreas más bajas.

Ese océano final de Marte pudo ser sólo un evento temporal de tal forma que, en sólo un millón de años, el agua podría haber vuelto al subsuelo para congelarse de nuevo, o perderse por evaporación en la atmósfera.

Los astrobiólogos buscan evidencias de vida en esos depósitos, si bien sospechan que el tiempo de existencia de ese mar tardío en Marte no es suficiente para que la vida pudiera formarse y desarrollarse. Por eso indagan en la historia más antigua del planeta, cuando hubo grandes océanos de gran tamaño durante largos períodos.

En cualquier caso, esta es la prueba hasta ahora más concluyente de que hubo alguna vez grandes volúmenes de agua en la superficie de Marte y aumenta la importancia del papel que tuvo el agua en la geología marciana.

Fuente: Noticias de ESA, 6 de febrero de 2012
Más información: Noticias de ESA.



Resultados de planck-hfi sobre el universo temprano

El instrumento de alta frecuencia HFI a bordo de la nave Planck ha completado sus observaciones de la radiación de fondo de microondas. Tal como estaba previsto el sensor agotó su refrigerante y ya no puede detectar esta débil radiación.

Tras un funcionamiento perfecto, Planck ha obtenido una enorme cantidad de datos que ahora hay que investigar.

Tras el Big Bang, hace 13.700 millones de años, el cosmos se enfrió hasta los 4000ºC, permitiendo que se desacoplaran materia y energía y que esta última, en forma de luz, llenara por primera vez el espacio. Con la expansión del universo esa luz se ha desplazado hoy al rango de las microondas.

Analizando las huellas que la materia dejó en su día impresas en la radiación, y que aún son detectables hoy, los científicos estudian el universo tal como era en su infancia, mucho antes de que se formaran las estrellas y galaxias.

Planck ha medido estas huellas en todo el cielo, con su instrumento de alta frecuencia (HFI, High Frequency Instrument) y su instrumento de baja frecuencia (LFI Low Frequency Instrument).
Ambos, combinados, han hecho posible que el rango de longitudes de onda abarcado por el Planck sea más amplio que el de otras misiones predecesoras, y tiene además una mayor capacidad de distinguir detalles.

Lanzado en mayo de 2009, Planck estaba pensado para completar dos mediciones completas de todo el cielo. Al final, Planck ha completado cinco medidas de todo el cielo con sus dos instrumentos, porque ha funcionado a la perfección durante 30 meses, aproximadamente el doble del tiempo requerido en un principio, lo que ayuda a mejorar la fiabilidad y la precisión de los datos.

El instrumento LFI puede trabajar a temperaturas ligeramente más altas que HFI, y podrá seguir tomando medidas durante parte de 2012; sus datos proporcionarán medidas de calibración que mejorarán la calidad de los resultados finales.

Planck detecta no sólo la emisión de la primera luz, sino también la del polvo frío disperso por todo el universo. En 2011 se anunciaron los resultados iniciales de la misión, que incluían un catálogo de cúmulos de galaxias en el universo lejano. Muchos de estos cúmulos no habían sido detectados antes, y entre ellos había supercúmulos formados probablemente por la fusión de varios cúmulos.

Otro de los resultados iniciales fue la mejor medida jamás obtenida de la radiación de fondo infrarroja presente en todo el cielo, emitida por las estrellas que estaban formándose en la época temprana del universo. Esta observación mostró cómo las primeras galaxias producían cada año mil veces más estrellas que las que se forman hoy en nuestra galaxia.

En cuanto a los resultados propiamente dichos, la principal novedad es que se ha detectado una neblina de microondas cerca del centro de nuestra galaxia, así como que nuestra galaxia contiene islas o nubes de materia fría que no habían sido descubiertas previamente.

Los resultados hechos públicos incluyen el primer mapa de distribución de monóxido de carbono que cubre todo el cielo. El monóxido de carbono es un ingrediente de las nubes frías presentes en la Vía Láctea y en otras galaxias. Estas nubes, integradas fundamentalmente por moléculas de hidrógeno, constituyen los depósitos a partir de los cuales nacen estrellas.

Sin embargo, las moléculas de hidrógeno son difíciles de detectar porque apenas emiten radiación. El monóxido de carbono se forma en condiciones similares y, aunque es mucho más raro, emite luz más fácilmente y por tanto se detecta mejor. Los astrónomos lo usan como indicador de la presencia de nubes de hidrógeno.

Las observaciones de monóxido de carbono llevadas a cabo con radiotelescopios en tierra requieren mucho tiempo de observación, y por tanto se limitan a las regiones del cielo en las que se sabe que existen (o es probable que existan) nubes moleculares. La gran ventaja de Planck es que barre todo el cielo, y permite así detectar concentraciones de gas molecular donde no se esperaba encontrarlas.

Imagen de cielo completo de la distribución de CO (monóxido de carbono) según las observaciones de Plank (mapa superior) y que desvelan regiones del cielo no exploradas anteriormente en estas frecuencias, como muestra la recopilación anterior (mapa inferior). Fuente: ESA/Planck Collaboration; T. Dame et al., 2001.

Planck ha detectado también una neblina de microondas que por ahora constituye un misterio. Procede de la región en torno al centro galáctico, y parece ser radiación de tipo sincrotrón. Esta radiación se produce en este caso, cuando los electrones atraviesan campos magnéticos tras haber sido acelerados en explosiones de supernovas.

Lo curioso es que la radiación sincrotrón que aparece asociada a la misteriosa neblina galáctica tiene características diferentes de la emisión sincrotrón que se detecta en otros lugares de la Vía Láctea. La niebla galáctica muestra lo que los astrónomos llaman un espectro más duro: su emisión no disminuye tan rápidamente a medida que la energía aumenta.

Han sido propuestas varias explicaciones para este extraño comportamiento, incluyendo la existencia de más supernovas de lo habitual, vientos galácticos e incluso la aniquilación de partículas de materia oscura. Pero hasta ahora ninguna de ellas ha podido ser demostrada.
El principal objetivo de Planck es observar la Radiación de Fondo Cósmico de Microondas (CMB), y analizar la información que contiene acerca de los ingredientes del universo y del origen de las estructuras cósmicas. Pero este objetivo solo puede ser alcanzado cuando hayan sido identificadas, y eliminadas, todas las fuentes de emisión más próximas en el tiempo, como la neblina galáctica y la señal del monóxido de carbono, lo que puede tardar todavía un año más.

Imagen de la distribución espacial de la neblina galáctica a 30 y 44 Ghz. La banda vacía central es una máscara para ocultar el brillo del plano central de la galaxia. Fuente: ESA/Planck Collaboration.

Los datos sobre el Big Bang serán presentados en dos etapas: los relativos a los 15 primeros meses se darán a conocer en 2013; el paquete completo de datos de la misión llegará un año después.

Los resultados son muy esperados dado que, a pesar de que han medido esta radiación ya dos misiones antes que Planck, aún hay muchas teorías que compiten por tratar de explicar qué ocurrió durante el Big Bang. Los datos de Planck permitirán descartar familias enteras de modelos, pero aún no se sabe cuáles.

“Planck ha superado con creces las expectativas, estamos muy satisfechos con su funcionamiento”, ha dicho Álvaro Giménez, director de Ciencia y Exploración Robótica de la ESA. “Este gran éxito se debe al trabajo de muchos científicos e ingenieros en Europa y el resto del mundo. En realidad, estamos sólo a medio camino en la duración de la misión: aún queda mucho que hacer para analizar los datos y obtener los resultados científicos que todos estamos ávidos por recibir”.

Fuente: Noticias de ESA-Planck 17 enero 2012 y 14 febrero 2012
Más información: Noticias de ESA.



55 Cancri: ¿un planeta húmedo?

Esta imagen compara los tamaños de nuestra Tierra con el extraño planeta 55 Cancri-e. Spitzer ha desvelado que este podría ser un mundo supercalentado.

“55 Cancri-e”, un planeta que está 26 veces más cercano de su estrella que nuestra Tierra del Sol, y orbitando alrededor de su estrella en sólo 18 horas, parecía poco probable que retuviera agua y debía ser más bien un desierto infernal con la superficie a unos 1800ºC.

Nuevas observaciones llevadas a cabo por el Telescopio Espacial Spitzer, de la NASA, sugieren que 55 Cancri-e puede ser más húmedo y extraño de lo que cualquiera imaginaba. Spitzer midió la pequeñísima cantidad de luz que 55 Cancri-e eclipsa cuando cruza enfrente de su estrella. Estos tránsitos tienen lugar cada 18 horas, otorgando de este modo a los investigadores repetidas oportunidades para recoger los datos que necesitan con el fin de estimar el ancho, el volumen y la densidad del planeta.

De acuerdo con las nuevas observaciones, 55 Cancri-e tiene una masa que es 7,8 veces mayor y un radio que mide un poco más del doble que el de la Tierra. Estas propiedades clasifican a 55 Cancri-e en la clase de exoplanetas de tipo «super-Tierra», de los cuales se han encontrado unas cuantas docenas. Sin embargo, sólo un puñado de super-Tierras cruza frente a sus estrellas cuando se ven desde nuestro punto de vista en el universo; de modo que 55 Cancri-e es uno de los que mejor se han podido entender.

Cuando este planeta fue descubierto en 2004, las estimaciones iniciales de su tamaño y de su masa coincidían con los de un planeta denso de roca sólida. Pero los datos proporcionados por el telescopio espacial Spitzer sugieren lo contrario: Alrededor de una quinta parte de la masa del planeta debe de estar formada por elementos y compuestos livianos, incluyendo el agua. Dado el intenso calor y la elevada presión que probablemente experimentan estos materiales, los investigadores creen que es posible que los compuestos existan en un estado de “fluido supercrítico».

Un fluido supercrítico es un estado de la materia a alta presión y temperatura, que se comporta como un gas con propiedades de líquido, que es un maravilloso disolvente. El agua se convierte en supercrítica en algunas turbinas de vapor, y tiende a disolver los extremos de las paletas de la turbina. Se utiliza dióxido de carbono supercrítico para eliminar la cafeína de los granos de café y, en algunas ocasiones, para lavar en seco la ropa. El combustible líquido para cohetes es también supercrítico cuando emerge de la tobera del motor de una nave espacial.

En 55 Cancri-e, este material puede estar literalmente sublimándose de las rocas. Con solventes supercríticos que salen de la superficie del planeta, una estrella de proporciones gigantescas que llena gran parte del cielo durante el día, y con años que transcurren en cuestión de horas, 55 Cancri-e es un ejemplo y un aviso de que aunque un planeta sea similar en tamaño a la Tierra, no significa que el planeta es similar a la Tierra.

Ilustración de los dos planetas b y c propuestos en el sistema GJ 667. El planeta c es el que está en la banda de habitabilidad de su estrella; el b está demasiado cerca y es muy caliente para ser habitable. Fuente: Guillem Anglada-Escudé.

Otras noticias del Carnegie Institute de Estados Unidos hablan del descubrimiento de otra de estas supertierras a sólo 22 años-luz, por un astrofísico español, Guillem Anglada. En este caso, GJ 667Cc, tiene 4,5 veces la masa de nuestro planeta, un año de 28 días y un sol que es una enana roja de clase M, de masa tres veces menor que el nuestro, y de la que recibe el 90% de la radiación que la Tierra recibe de su sol. Esta estrella pertenece a un sistema estelar triple, en el que las otras dos estrellas (GJ 667A y B) son estrellas enanas naranjas tipo K, de una metalicidad sólo un 25% de la de nuestro sol.

En el mismo sistema ya se había descubierto otro planeta (b) de un período orbital de 7,2 días. También se sospecha de la existencia de un planeta gigante gaseoso en ese sistema con un período orbital de 75 días, pero está aún sin confirmar.

Fuente: Noticias de Spitzer, 4 de febrero de 2012 y de Carnegie Institution de 2 de febrero de 2012.
Más información: Caltech, Carnegiescience.



Restos cometarios en el viento solar

Fragmentos del cometa C/2011 N3 en su recorrido a través de la atmósfera del Sol, el 6 de julio de 2011. Fuente: Observatorio de Dinámica Solar / K. Schrijver y colaboradores.

Basado en varias imágenes del Sol tomadas durante julio de 2011, se hizo un estudio de cómo se destruye un cometa al entrar en la atmósfera solar, que ha desvelado que los restos de estos cometas destruidos en esas circunstancias pueden ser arrastrados por el viento solar.

Hay cometas que llegan a entrar en la atmósfera solar y salen todavía íntegros, como el cometa Lovejoy en diciembre de 2011, pero otras veces los cometas son destruidos en ese proceso, como el C/2011 N3 que fue fragmentado y pulverizado el 6 de julio de 2011 al acercarse a sólo 100.000 km de la “superficie” solar. Este hecho quedó registrado por el Observatorio de Dinámica Solar de la NASA (SDO), que se muestra en la imagen.

El equipo de investigación que presenció la desaparición del cometa reportó el análisis de las imágenes capturadas por el SDO, en la edición del 20 de enero de Science. Su descubrimiento principal fue la cantidad de material vertido a la atmósfera del Sol. El cometa se disolvió en más de un millón de toneladas de gas eléctricamente cargado y se cree que estos vapores se mezclarán con el viento solar y, a largo plazo, serán eyectados de vuelta hacia el sistema solar».

Lo curioso es que el estudio dice que podría ser posible detectar estos «cadáveres» de cometas cuando pasen cerca de la Tierra. Los cometas son ricos en hielo de agua, por lo que, al disolverse en la caliente atmósfera solar, los restos gaseosos contienen mucho oxígeno e hidrógeno. Una corriente de viento solar que contenga oxígeno de más podría ser un indicio revelador de un cometa desintegrado. Otros elementos abundantes en los cometas podrían proporcionar pistas similares.

Los «cadáveres» de cometas son probablemente abundantes. Existe una familia activa de cometas conocidos como los «rasantes de tipo Kreutz» que, se piensa, son fragmentos de un cometa gigante que se rompió en pedazos hace cientos de años.

Cada pocos días, el SOHO ve uno de ellos en el momento de zambullirse en el Sol y desaparecer. Cada evento de desintegración crea una bocanada de vapor cometario que podría ser detectado por una nave espacial que tome muestras del viento solar.

Los investigadores están comenzando a ver a los cometas rasantes como «partículas de prueba» que pueden servir para estudiar la atmósfera del Sol. Es algo similar a lanzar piedras a un estanque: se puede aprender mucho sobre el estanque estudiando la forma de las ondas que se producen de esa manera.

De hecho, el SDO observó algunas interacciones extraordinarias entre el Sol y el cometa destruido. Conforme C/2011 N3 (SOHO) se movía a través de la ardiente corona, gas frío se iba desprendiendo del núcleo del cometa y rápidamente (en unos pocos minutos) se calentaba a más de 500.000 grados kelvin, suficientemente caliente para brillar con gran intensidad en los telescopios del ultravioleta extremo ubicados a bordo del SDO. A esas frecuencias, el gas del cometa recientemente evaporado brillaba tan intensamente como el Sol, que estaba detrás de él.

El gas fue también ionizado rápidamente en un proceso llamado «intercambio de carga», lo cual hace que el gas interactúe con el campo magnético del Sol. La cola de cometa ionizada fue atrapada en los lazos magnéticos que pueblan la corona solar, y empujada salvajemente hacia un lado y hacia el otro durante los momentos previos a la desintegración final.

Observar la interacción próxima entre el Sol y un cometa podría revelar nuevos detalles de la estructura térmica y magnética de la atmósfera solar. De manera similar, medir cuánto tiempo les lleva a estos «cadáveres» de cometas llegar a la Tierra y tomar posteriormente muestras de los gases cuando lleguen podría ser muy útil desde el punto de vista de la información.

La investigación original descripta en este artículo puede encontrarse en la edición del 20 de enero de la revista Science: “Destruction of Sun-grazing comet C/2011 N3 (SOHO)”, por C. J. Schrijver, J. C. Brown, K. Battams, P. Saint–Hilaire, W. Liu, H. Hudson, y W. D. Pesnell.

Fuente: Noticias de NASA, 20 de enero de 2012
Más información: Noticias de NASA.



La imagen del trimestre: Carina

Fuente: ESO /T. Preibisch.

Una de las imágenes más impresionantes del último trimestre es la imagen en infrarrojo de la Nebulosa de Carina proporcionada por el telescopio VLT (Very Large Telescope) de ESO. Es la más precisa obtenida hasta el momento de la Nebulosa de Carina, una guardería estelar.

Muchos detalles que hasta ahora permanecían ocultos (como puede apreciarse comparando la imagen superior con la inferior en luz visible), esparcidos a lo largo de una espectacular panorámica celeste de gas, polvo y estrellas jóvenes, han salido a la luz. Esta es una de las imágenes más espectaculares creadas nunca por el telescopio VLT.

Situada a 7.500 años luz de la Tierra, la Nebulosa de Carina, formada por gas, polvo y estrellas jóvenes, está considerada por los astrónomos como una de las incubadoras de estrellas más cercanas a nuestro planeta y contiene algunos de los astros más brillantes hallados hasta el momento.

Para penetrar el denso polvo y capturar la imagen nítida de las estrellas y el gas dentro de la nebulosa, un equipo de astrónomos europeos ha utilizado, además del telescopio VLT, la cámara infrarroja HAWK-I, a través de la cual se han combinado cientos de imágenes individuales.

Así, se ha obtenido el mosaico más detallado hasta el momento de la nebulosa, que muestra no sólo las estrellas masivas más brillantes, sino también aquellas que antes permanecían invisibles. Entre las estrellas que conforman esta formación se encuentra Eta Carinae, que durante el siglo XIX fue la segunda estrella más brillante de todo el cielo. En la imagen se muestra esta estrella rodeada por nubes de gas que brillan calentadas por la radiación ultravioleta.

La imagen captó, además, manchas compactas de material oscuro que, según los científicos, son nódulos cargados de polvo en los que se están formando nuevos astros.

Fuente: comunicado de prensa del ESO de 8 de febrero de 2012
Más información: Comunicado de prensa.



Encelado y los anillos de Saturno

En la imagen superior, tomada desde la nave Cassini, Encelado visto junto a los anillos. Se pueden apreciar los chorros de hielo de agua que salen de la región activa en el polo sur. La imagen se ha contrastado más para poder apreciar los tenues chorros. La imagen está tomada desde encima del plano de los anillos, con la cámara de ángulo estrecho el 4 de enero de 2012 a una distancia de 291 km de Encelado. Para hacerse una idea de la escala, el satélite tiene 504 km de diámetro. La ampliación de abajo es de una toma anterior, de mayo de 2010.

Fuente: comunicado de prensa de NASA/JPL–Caltech/Space Science Institute, del 8 febrero 2012



Este artículo ha sido escrito por Juan Antonio Bernedo.