NeoFronteras

Actualidad astronómica: el kiosco del astrónomo

Área: Espacio — viernes, 7 de diciembre de 2012

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.

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Imágenes del resto de supernova SNR1987A tomadas en rayos X de alta energía, en 3 diferentes bandas, con el satélite INTEGRAL. Fuente: ESA/INTEGRAL/IBIS-ISGRI/S. Grebenev et al.

Últimos descubrimientos sobre la supernova 1987A

Mediante el Observatorio Espacial de la ESA INTEGRAL se ha detectado por primera vez titanio radioactivo en ese resto de supernova. La desintegración radioactiva de este elemento parece ser lo que ha iluminado los restos de la supernova durante los últimos 20 años.

El titanio debió formarse durante la propia explosión de la supernova. Después de que el brillo inicial de la explosión se apagara, la luminosidad de la supernova que observamos es producida por la energía de la desintegración de los elementos radioactivos producidos en la explosión. Cada uno de estos elementos emite energía en una determinada longitud de onda al desintegrarse, permitiéndonos conocer la composición química de los restos eyectados de la supernova.

1987A, situada en la Gran Nube de Magallanes, que es una galaxia cercana satélite de la Vía Láctea, fue lo suficientemente brillante y cercana como para ser vista desde la Tierra, en febrero de 1987. Durante el máximo de su brillo, se detectaron elementos, desde el oxígeno hasta el calcio, que componían las capas más externas expulsadas. Más tarde, se pudieron detectar las señales de los elementos sintetizados posteriormente, en las capas más internas, productos de la desintegración del níquel-56 en cobalto-56 y su conversión posterior en hierro-56.

Ahora, gracias a las 1650 horas de observación de INTEGRAL, se han detectado por primera vez los rayos X de alta energía del titanio-44 en esos restos de la supernova 1987A, en cantidad suficiente para justificar el brillo de la supernova durante estos últimos 20 años.

La imagen central de las tres de arriba, en la banda entre 65 y 82 keV que incluye dos líneas de emisión producidas en la desintegración del isótopo titanio-44. La imagen de la izquierda es entre 48 y 65 keV y la de la derecha es entre 82 y 99 keV. La emisión en la posición exacta de SNR1987A sólo aparece en la imagen central, por lo que se dedujo que sólo emite en esa banda, en las líneas de emisión del titanio-44. Las otras dos fuentes de emisión de las imágenes corresponden al púlsar PSR B0540-69 y una binaria de rayos X LMC X-1, posiblemente de un disco de acreción formado por materia robada a otra estrella compañera por un agujero negro estelar. A tan altas energías, muestran comportamientos extraños, como por ejemplo PSR B0540-69 brilla en las tres bandas, pero LMC X-1 casi no brilla en la imagen derecha, a más alta energía.

Del análisis de los datos, los astrónomos deducen que la masa total de titanio-44 producida en el colapso de la supernova debió ser del 0,03% de la masa de nuestro sol. Este valor está cerca del límite máximo posible, y es el doble de la cantidad observada en el resto de supernova Casiopea A, el único otro resto de supernova en el que ha sido detectado titanio-44.

Los altos valores medidos de titanio-44 detectados en Casiopea A y en SNR1987A son producidos sólo en casos excepcionales, supernovas con geometría asimétrica y posiblemente a costa de la síntesis de elementos más pesados.
Los resultados del Integral ayudarán a perfeccionar los modelos de simulación de supernovas.

Fuente:
Noticias de ESA-INTEGRAL de 18 de octubre de 2012.
Nature.



Un sistema planetario especial muy cercano: Alfa Centauri b

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Ilustración del planeta orbitando alrededor de la estrella Alfa Centauri B. Alfa Centauri B es el objeto más brillante en el cielo y el otro objeto que resplandece, abajo a la izquierda, es Alfa Centauri A. Nuestro propio Sol puede verse arriba a la derecha. La diminuta señal del planeta se descubrió con el espectrógrafo HARPS, instalado en el telescopio de 3,6 metros, en el Observatorio de La Silla de ESO, en Chile. Fuente: ESO/ L.Calçada/Nick Risinger (skysurvey.org).

Mediante el instrumento HARPS en el telescopio de 3,6 metros del Observatorio Austral Europeo (ESO), se ha encontrado un exoplaneta que orbita alrededor de la estrella Alfa Centauri B. El planeta, de masa similar a la Tierra, circunda su estrella en sólo 3,236 días, a una distancia de 0,04 UA, demasiado cerca de la estrella; por lo tanto sería muy caluroso y fuera de su la zona de habitabilidad.

Este es el descubrimiento del exoplaneta más cercano a la Tierra, pero además se trata de un planeta de masa parecida a la de la Tierra y en una estrella parecida al Sol.

Alfa Centauri, perteneciente al sistema estelar más cercano a la Tierra (4,3 años-luz), es una de las estrellas más brillantes del cielo austral. Se trata de un sistema estelar triple: dos estrellas similares al Sol orbitando cerca la una de la otra, Alfa Centauri A y B, y otra estrella roja débil, más externa que llamamos Próxima Centauri por ser la más cercana a nosotros actualmente.

Las observaciones, llevadas a cabo durante cuatro años con el instrumento HARPS al límite de sus posibilidades, permitieron medir diferencias en velocidades radiales de sólo unos 51 centímetros por segundo, que implicaban la existencia de un planeta dando vueltas cada 3,2 días alrededor de Alfa Centauri B.

Alfa Centauri B es muy parecida a nuesta estrella, aunque un poco menos brillante y menor. El planeta descubierto es algo mayor que la Tierra pero orbita a unos seis millones de km de su estrella (mucho más cercano a su estrella que Mercurio de la nuestra). Como curiosidad, en su cielo hay dos soles, el propio, muy cercano y Alfa Centauri A, bastante más lejano, pero muy brillante en su cielo.

Desde el descubrimiento del primer planeta alrededor de estrellas de tipo solar, se han contabilizado unos 800 descubrimientos más, pero la mayoría son mucho mayores que la Tierra. Este descubrimiento es un caso muy especial.

Fuente: Noticias de ESO 18 de octubre 2012
Publicado en Nature el 17 de octubre de 2012.



Descubiertos dos cometas brillantes para 2013

Dos cometas importantes se acercarán en 2013. Uno de ellos, el que será más brillante, llegará el 28 de noviembre de 2013 a su perihelio, que se producirá a una distancia de 0,012 U.A. del centro del Sol y a sólo un millón de km sobre su superficie. Este paso tan cercano puede destruirlo, pero si sobrevive, el cometa será observable a simple vista desde la Tierra.

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Imagen del cometa C2012 S1 ISON, mostrando una coma de 5 segundos de arco. Foto: E. GUIDO/G. SOSTERO/N. HOWES.

El descubrimiento fue realizado por astrónomos rusos del Observatorio ISON NM, el 21 de septiembre de 2012, utilizando también datos previos del 28 de diciembre de 2011 y del 28 de enero de 2012 del Observatorio de Monte Wilson. Mediante esos tres datos se pudo calcular la órbita del cometa que se ha nombrado como C2012 S1 ISON.

Según los primeros cálculos, la órbita es casi parabólica, por lo que puede que éste sea su primer paso por el perihelio. El cometa pasará a 0,07 UA de Marte el 1 de octubre de 2013, y se acercará a 0.4 UA, unos 60 millones de km de la Tierra el 26 de diciembre de 2013.
Actualmente el cometa tiene una magnitud de 19, pero se estima que puede llegar a ser más brillante que el cometa McNaught de 2007.

También tenemos otro cometa en ciernes, el Pan-STARRS (C/2011 L4) que fue descubierto en un rastreo automático desde Hawai, en junio de 2011. El paso más próximo será en marzo de 2013 y también podrá ser observado a simple vista tras la puesta del Sol.

Fuente noticias de agencia y de observatorios descubridores.
Más informacion.



A vueltas con el metano de Marte

Hasta ahora, el “rover” marciano Curiosity no ha encontrado trazas del metano que se había detectado anteriormente en Marte a pesar de todos los análisis realizados mediante los instrumentos de a bordo, especialmente el espectrómetro láser del rover.

A lo largo de los últimos años ha habido varias detecciones de metano en Marte realizadas desde la Tierra en condiciones de extrema dificultad. Una de esas observaciones en 2003 daba valores locales de hasta 45 milmillonésimas (45 partes de cada mil millones), pero no pudo confirmarse con otras observaciones y tampoco fue concluyente en cuanto a la cantidad. En cualquier caso, pudo tratarse de una emisión esporádica desde el subsuelo que acabó dispersándose en la atmósfera.

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Si hubiera metano en Marte, incluso en proporciones mínimas de 10 partes en mil millones, podría ser indicativo de cierta actividad biológica que podría apuntar a la existencia de vida microbiana en el subsuelo marciano. De hecho, la Agencia Europea del Espacio ESA ya tiene planes para lanzar un orbitador que haga un mapa de fuentes superficiales de metano, antes de enviar su propio “rover” buscador de vida, con una capacidad de detectar concentraciones de hasta 0,014 milmillonésimas. Los instrumentos de ese orbitador serán capaces de detectar y plasmar en el mapa superficial de Marte relaciones isotópicas de gases nobles presentes, concentraciones de CO2 y vapor de agua y su variación con el tiempo, así como trazas de sulfuros superficiales que pueden delatar una pasada actividad de un volcán subterráneo.

Pero hasta ahora, y en el lugar de aterrizaje del rover, el cráter Gale, el equipo científico del Curiosity, del JPL-NASA no ha encontrado metano en cantidad suficiente y asegura que, con un índice de seguridad del 95%, Marte tiene menos de 5 partes por cada mil millones, niveles que pueden ser explicados por reacciones geoquímicas no biológicas o por aportaciones de cometas venidos del espacio exterior. La resolución del instrumento es de 0,1 milmillonésimas.

Por otro lado, la capacidad del Curiosity de detectar los distintos isótopos, ha permitido descubrir una mayor proporción (5%) de isótopos pesados de carbono en el CO2 actual de la atmósfera marciana comparado con la proporción teórica en el CO2 en la época en que se formó Marte. También se descubrió 2.000 veces más Argón-40 que Argón-36. Todo ello indica que Marte ha ido perdiendo parte de su atmósfera con el paso del tiempo.

Fuente: noticias de NASA- Curiosity 2 de noviembre de 2012
Publicado en Nature el 8 de noviembre de 2012



Burbuja Wolf-Rayet

Esta burbuja cósmica es una imagen en rayos X tomada con el telescopio espacial XMM-Newton y cuenta la historia final de una estrella joven muy brillante y su potente viento estelar que empuja la burbuja hacia fuera. Se encuentra a 5000 años-luz de la Tierra, en la dirección de la constelación del Can Mayor. Tiene una extensión de unos 60 años-luz y fue inflada por el viento estelar de la estrella Wolf-Rayet HD 50896, la estrella central.

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Las burbujas Wolf-Rayet son el resultado de estrellas masivas, mayores de 35 masas solares, que expulsan material por medio de un fuerte viento estelar. El viento de esta estrella es un plasma que está a un millón de grados y que emite los rayos X que vemos en forma de burbuja (azul en la imagen en color). El borde exterior (en verde) que forma un halo, es el resultado de la onda de choque que avanza y colisiona con las capas externas expulsadas por la estrella anteriormente. Una rotura de la burbuja en la parte superior izquierda da al conjunto una especie de “oreja” de rayos X y una región más densa en la parte inferior derecha, parece ponerle el hocico.

Pronto llegará el fin de esta estrella. Su burbuja estallará y se dispersará en los alrededores mientras que la estrella acabará con una violenta explosión de supernova.

Fuente:
Noticias de ESA, 20 de octubre de 2012.
Artículo completo: X-Ray Emission from the Wolf-Rayet Bubble S 308 por J. Toala et al, publicado en Astrophysical Journal 755, 77 (2012).



Planck descubre filamentos de gas caliente entre cúmulos de galaxias

El telescopio espacial Planck ha detectado un puente de gas caliente que conecta cúmulos de galaxias a través de 10 millones de años-luz de espacio intergaláctico. Es la primera vez que se lleva a cabo un descubrimiento de este tipo, que ha sido co-liderado por Jose María Diego, investigador del Instituto de Física de Cantabria (IFCA). Otros miembros del IFCA han participado también activamente en este trabajo.

Este satélite astronómico, encargado de hacer la exploración del fondo de radiación cósmica de microondas, busca en su exploración la interacción de esa radiación de fondo con el gas caliente que rodea objetos y estructuras como galaxias y cúmulos de galaxias, y que produce una modificación de la distribución de energía característica, conocida como efecto Sunyaev-Zel’dovich (SZ). Este efecto ha sido usado por los científicos del Observatorio Planck para detectar cúmulos de galaxias, pero también le permite detectar filamentos tenues de gas que puedan existir interconectándolos.

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En el universo primitivo, los filamentos de gas se entrecruzaban formando una inmensa red, con los cúmulos de galaxias formándose en sus nodos más densos. Muchos de esos filamentos siguen sin ser descubiertos, pero cerca de los cúmulos de galaxias, donde el gas es comprimido y calentado, es más probable su detección. Este descubrimiento de Planck del filamento que conecta los cúmulos de Abell 399 y 401 es un ejemplo y confirma las primeras sospechas debidas a las observaciones de gas caliente del telescopio espacial de rayos X, XMM-Newton.

Combinando los datos de las observaciones de Planck con las del satélite alemán de rayos X Rosat, del Instituto Max Planck, se ha podido comprobar que la temperatura del gas en el “puente”, es del orden de 80 millones de grados Celsius, similar a la del gas en ambos cúmulos. Un análisis preliminar indica que el gas podría ser una mezcla del de los filamentos de la red cósmica y del gas de los cúmulos.

El Grupo de Cosmología Observacional e Instrumentación del IFCA que trabaja en la misión Planck, bajo la dirección del investigador Enrique Martínez, lo hará también en el experimento QUIJOTE (Q-U-I JOint TEnerife), en el estudio de la polarización del cielo en microondas. Este equipo, junto a otro perteneciente al Departamento de Ingeniería de Comunicaciones, trabajó en el diseño, desarrollo y calibración del Instrumento de Baja Frecuencia (LFI, Low Frecuency Instrument) de Planck, constituido por 22 receptores que permiten cartografiar el cielo a tres frecuencias diferentes: 30, 44 y 70 GHz.

Los investigadores del Instituto de Física de Cantabria, que coordinan algunos de los proyectos científicos de la misión, trabajan con el centro de procesado de datos del LFI, ubicado en Trieste (Italia). En éste analizan y distribuyen los datos entre los diferentes centros de investigación que forman la misión Planck. Además, el IFCA también participa en la fase de explotación científica de los datos, con especial dedicación a la separación de las distintas componentes presentes en las imágenes, emisión de fuentes compactas galácticas y extragalácticas y emisión difusa de la Vía Láctea, así como a explorar la validez de los distintos modelos cosmológicos propuestos para explicar el origen del universo.

Fuente:
Instituto de Física de Cantabria.
ESA.



Las nubes de Venus

Las nubes son permanentes en Venus, envolviendo por completo al planeta con una capa de niebla de 20 km de espesor compuesta por dióxidos de carbono y de azufre.

La imagen muestra la parte más externa de las nubes de Venus, tomada en luz ultravioleta por la sonda Venus Express el 8 de diciembre de 2011, desde una distancia de 30.000 km. Muestra la mayor parte del hemisferio sur, con el polo sur en la parte de abajo y el ecuador cerca de la parte superior. La parte más alta de las nubes está unos 70 km sobre la superficie del planeta.

La sucesión de marcas brillantes y oscuras es causada por variaciones en algún componente químico no determinado que absorbe la luz. Éste debe ser más abundante en latitudes menores (parte superior de la imagen) que hacen esta zona más oscura. En la parte inferior (latitudes mayores), más brillante, el compuesto que absorbe ultravioleta es más escaso o está enmascarado por una niebla de aerosoles reflectantes.

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Las formas de esas marcas hacen evidente la rápida circulación y dinámica de la atmósfera del planeta. A latitudes menores (arriba), se observan formaciones de nubes moteadas con actividad turbulenta, mientras que en latitudes mayores (abajo) se observan más bien flujos laminares. La velocidad del viento se deduce del seguimiento de estas marcas en las nubes, en su movimiento a 100 metros por segundo. La atmósfera, debido a esa super-rotación, completa un giro alrededor del planeta cada 4 días terrestres, en lugar de los 224 días que tarda el cuerpo del planeta en girar sobre su eje.

Fuente: noticias de ESA de 8 de octubre de 2012.



El planeta solitario

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Ilustración artística de un hipotetico planeta como el descubierto tal como aparecería en luz infrarroja y que tiene tonos azules en el original por la presencia de metano y otras moléculas. En luz visible, casi no podría verse: sólo aparecería desde una posición muy cercana, como una débil mancha roja.

Un equipo de astrónomos, mediante el telescopio VLT del ESO y el Telescopio Franco-Canadiense de Hawai, ha descubierto un cuerpo que puede ser un planeta vagabundo. Viaja por el espacio sin su estrella y está relativamente cerca, a unos 100 años-luz de nosotros. La ausencia de la estrella y su proximidad ha permitido su estudio con detalle.

Hasta ahora se habían encontrado posibles ejemplos de este tipo de objetos pero, al no conocer sus edades, los astrónomos no podían saber si se trataba de planetas o de enanas marrones, estrellas “fallidas” que no tienen la masa necesaria para desencadenar las reacciones de fusión.

Ilustración artística de un hipotetico planeta como el descubierto tal como aparecería en luz infrarroja y que tiene tonos azules en el original por la presencia de metano y otras moléculas. En luz visible, casi no podría verse: sólo aparecería desde una posición muy cercana, como una débil mancha roja.

Pero ahora los astrónomos han descubierto este cuerpo, denominado CFBDSIR2149, que parece formar parte de un grupo cercano de estrellas jóvenes conocido como Asociación estelar de AB Doradus. Esta asociación de estrellas en movimiento, es el grupo de este tipo más cercano al Sistema Solar. Sus estrellas van a la deriva, juntas por el espacio, y se cree que se formaron al mismo tiempo. Si ese cuerpo está asociado a este grupo y por tanto es un objeto joven, es posible deducir aún más cosas sobre él, incluyendo su temperatura, su masa, y de qué está compuesta su atmósfera. Pero hay una pequeña posibilidad de que la cercanía a esta asociación estelar sea fortuita.

Por eso, la posible relación entre el nuevo objeto y la asociación estelar es la clave que permitirá a los astrónomos calcular la edad del nuevo objeto descubierto. Se trata del primer objeto de masa planetaria aislado identificado en una asociación estelar y su relación con este grupo lo convierte en el candidato a planeta errante más interesante de los identificados hasta el momento, sobre todo por la posibilidad de estudiarlo sin el deslumbramiento de su estrella madre.

Respecto a su origen, puede ser que los objetos errantes como CFBDSIR2149 se formen, bien como planetas normales que han sido expulsados del sistema que los albergaba, o bien como objetos solitarios, como las estrellas más pequeñas o enanas marrones. En ambos casos estos objetos son intrigantes, e importantes para explicar cómo pueden ser expulsados de los sistemas planetarios o cómo pueden generarse objetos muy ligeros en el proceso de formación de una estrella.

Estos objetos podrían ser comunes, tal vez tan numerosos como las estrellas normales. Si CFBSIR2149 no está relacionado con la asociación estelar de AB Doradus, será aún más complicado poder determinar su naturaleza y propiedades, y podría tratarse más bien de una pequeña enana marrón.

Fuente: noticia de ESO, nº 1245, de 14 de noviembre de 2012.



La galaxia más lejana del Universo

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La galaxia más lejana descubierta hasta ahora se encuentra a 13.280 millones de años-luz. Vemos su imagen tal como era sólo 420 millones de años después del Big-Bang, es decir, cuando el Universo tenía sólo el 3% de su edad actual. El descubrimiento se produjo con motivo de las observaciones de un grupo internacional llamado “Rastreo de Cúmulos y Supernovas con el Hubble” (CLASH = The Cluster And Supernova Survey with Hubble), que utiliza cúmulos de galaxias como lentes cósmicas para amplificar la luz de galaxias lejanas que pueda haber detrás de ellos. La galaxia que tenía el record hasta ahora correspondía a una edad del universo de 490 millones de años.

Para poder observarla, los astrónomos han tenido que combinar la potencia de los telescopios espaciales Hubble y Spitzer, ambos de NASA, y utilizar el efecto de amplificación de lente gravitatoria. La galaxia en cuestión, MACS0647-JD, es mucho más pequeña que nuestra Vía Láctea y aparece como una pequeña mancha roja de sólo unos píxeles. Antes de llegar a nosotros, su luz ha viajado 13.300 millones de años y ha rodeado un cúmulo masivo de galaxias (J0647 7015) cuando llevaba 8.000 millones de años viajando. Esa desviación es la que ha condensado su luz y ha hecho que veamos intensificada su imagen, pudiendo detectarla y registrarla en los detectores ópticos. Sin el cúmulo de galaxias interpuesto, nunca se habría descubierto.

Este efecto de lente gravitatoria ha producido también una división en tres del haz de luz, generando tres imágenes del mismo objeto: la primera, con su luz intensificada ocho veces, la segunda siete veces y la tercera dos veces más de la que deberían tener en realidad.

El diámetro de la galaxia es de sólo unos 600 años-luz. Otras galaxias más cercanas de la misma edad tienen unos 2000 años-luz de diámetro. Por eso los científicos creen que se trata de uno de los “bloques de construcción” que formarían más tarde una galaxia mayor. Como dato comparativo, la Gran Nube de Magallanes tiene unos 4000 años-luz de diámetro y está a unos 160.000 años-luz.

El equipo investigador identificó otras 8 imágenes múltiples amplificadas por el cúmulo de galaxias. Sus posiciones permitieron calcular la distribución y la masa del cúmulo, formada principalmente por materia oscura. Luego, se analizó la distorsión que esa distribución de masa produciría en la imagen de la galaxia lejana y se dedujo que había tres imágenes que coincidían con lo observado por el Hubble. En total, muchos meses de análisis y trabajos sólo para esta conclusión.

La galaxia fue observada con la cámara 3 de gran campo (WFC3) a través de 17 filtros distintos desde el infrarrojo cercano al ultravioleta cercano. La observación mediante el Telescopio Espacial Spitzer se utilizó para comparar los brillos en el infrarrojo y confirmar que se trataba de una galaxia lejana que mostraba un alto corrimiento al rojo. Se planea utilizar Spitzer para obtener exposiciones mayores de la galaxia y mejorar los datos de su edad y contenido de polvo. Sin embargo, parece que la galaxia está tan lejos que no se pueden obtener espectros suficientemente buenos para hacer un cálculo exacto de su corrimiento al rojo. El valor del corrimiento al rojo calculado aproximadamente para la luz de la galaxia es de 11 (el record anterior era de 9,6) y está basado en el análisis comparativo de colores obtenido en todas las observaciones con los diferentes instrumentos y filtros.

Fuente: noticias de NASA de 16 de noviembre de 2012
Publicado el 20 de diciembre en The Astrophysical Journal



Imagen directa de planeta extrasolar Kappa Andromedae

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En la imagen de falso color, procesada para mayor contraste, la estrella está en el centro, pero ha sido enmascarada. El super-Júpiter “Kappa-Andromedae b” aparece arriba, a la izquierda. El círculo amarillo de puntos, marca el tamaño de la órbita de Neptuno. Fuente: NOAJ/Subaru/ J.Carson, College of Charleston.

Con el telescopio Subaru en Mauna Kea, Hawai observando en luz infrarroja, un grupo de astrónomos consiguió fotografiar directamente un planeta que orbita alrededor de la estrella Kappa Andromedae b.

Los especialistas creen que pertenece a una clase de exoplanetas formados de la misma manera que lo han hecho otros planetas rocosos más pequeños, a partir de un disco de gas y polvo protoplanetario. El nuevo objeto fue llamado Kappa Andromedae b y tiene un diámetro 10% mayor que Júpiter, pero con una masa 12,8 veces mayor que la del quinto planeta del Sistema Solar.

De acuerdo con los modelos convencionales de formación planetaria, Kappa And b está justo por debajo de la capacidad de generar energía por fusión, en cuyo caso se consideraría una enana marrón en lugar de un planeta. Tiene una temperatura superficial de unos 1.400 grados centígrados y tendría un color rojo brillante al ojo humano. Kappa And b orbita su estrella a 55 veces la distancia media de la Tierra al Sol (55 UA) y unas 1,8 veces más lejos de lo que Neptuno se encuentra del Sol. Está lejos de la estrella, pero está comprobado que pertenece a ella, tal como se ha deducido por sus velocidades espaciales coincidentes.

El descubrimiento de Kappa And b echa por tierra la teoría de que las estrellas masivas evitan la formación de planetas en su entorno, por la distorsión que producen en el disco de gas y polvo protoplanetario. Kappa Andromedae tiene 2,5 veces la masa solar y sin embargo tiene planetas. La estrella es relativamente joven, de sólo unos 30 millones de años, es una estrella de tipo B9 y está situada a 170 años-luz en la dirección de la constelación de Andrómeda. Cerca de ella se encuentra la estrella HR 8799, que también tiene planetas que han sido fotografiados directamente en 2008.

Fuente: nota de prensa de NASA de 19 de noviembre de 2012.



Agua en abundancia en una estrella naciente

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Ampliación de L1544 con el espectro del agua detectada por el Herschel tomado en el núcleo pre-estelar. La parte con emisión más alta indica que hay moléculas acercándose y la más baja, de otras que se alejan, demostrando que hay flujo de vapor dentro de esa nube. Fuente: ESA/Herschel/ SPIRE/HIFI/Caselli et al.

El telescopio espacial Herschel de la ESA ha descubierto vapor de agua en una nube molecular que parece estar empezando a colapsar para formar una nueva estrella del tamaño de nuestro Sol. La cantidad de vapor detectada es tal que podría llenar 2.000 veces los océanos de la Tierra.

Herschel realizó este descubrimiento al estudiar un núcleo pre-estelar de la constelación de Tauro conocido como Lynds 1544. Ésta es la primera vez que se detecta vapor de agua en una nube molecular que está a punto de comenzar el proceso de formación de una nueva estrella.

El vapor detectado, suficiente como para llenar miles de veces los océanos de nuestro planeta, fue liberado de las partículas de polvo congelado por la acción de los rayos cósmicos de alta energía que atraviesan la nube. Para generar tal cantidad de vapor, tiene que haber suficiente agua congelada en la nube como para llenar tres millones de océanos terrestres.

Anteriormente, ya se había descubierto agua fuera de nuestro Sistema Solar, cerca de las regiones donde se están formando nuevas estrellas y en los discos protoplanetarios. Estas moléculas de agua se encontraban en forma de vapor o en estado sólido, unidas a las partículas de polvo. Pero antes de realizar este descubrimiento, se creía que no se podría detectar vapor de agua en regiones tan frías como esta, ya que la temperatura es tan baja que toda el agua tendría que estar congelada. Ahora habrá que revisar las teorías sobre los procesos químicos que se desarrollan en estas regiones de alta densidad y, en particular, el papel que juegan los rayos cósmicos para mantener una cierta cantidad de agua en estado gaseoso.

Las observaciones también desvelaron que las moléculas de agua están fluyendo hacia el centro de la nube, lo que podría indicar que acaba de comenzar su colapso gravitatorio tras el que, probablemente, se forme una nueva estrella. Actualmente no existe ningún indicio de formación de estrellas en el interior de la nube, pero al estudiar las moléculas de agua se descubrió que existe movimiento en la región, lo que podría indicar que la nube está empezando a colapsar.

La nube contiene suficiente material como para formar una estrella tan masiva como nuestro Sol, por lo que también podría dar lugar a un sistema planetario similar al nuestro. Parte del vapor de agua detectado en L1544 se consumirá durante la formación de la nueva estrella, pero el resto se incorporará al disco que probablemente la termine rodeando, constituyendo una importante reserva para los planetas que se podrían llegar a formar en él.

Fuente:
Noticias de ESA de 10 de octubre de 2012-
El artículo ha sido aceptado para su publicación en Astrophysical Journal Letters.



El diagrama de Hubble revisado y hecho interactivo

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Aspecto del diagrama interactivo de Hubble. Fuente: C. North, M. Galametz & the Kingfish Team.

El diagrama de diapasón, también conocido como el diagrama de Hubble o diapasón de Hubble sirve para clasificar morfológicamente las galaxias. Edwin Hubble lo ideó para poner un poco de orden en la gran variedad de formas y tamaños de las galaxias que se iban descubriendo. En él, las galaxias elípticas se representan en la rama izquierda y las espirales a la derecha, divididas en dos ramas, según sean barradas o no.

Este diagrama también sirve para “subclasificar” la forma de las galaxias. A lo largo del pie del diapasón, las galaxias elípticas se organizan en función de su excentricidad, mientras que en las ramas de la derecha, las galaxias espirales se ordenan en base a lo apretados que estén sus brazos.
Pero también hay excepciones: una clase independiente de galaxias “irregulares” abarca a todas aquellas que no se ajustan a ninguno de estos grupos, probablemente debido a una colisión o a una fusión que distorsionó su forma original.

Bien, pues ahora se ha actualizado y modificado este diagrama y se le ha dado una forma interactiva incluyendo como ejemplos 61 galaxias cercanas, estudiadas por los telescopios espaciales Herschel, de la ESA, y Spitzer, de la NASA. Todas estas galaxias se encuentran entre 10 y 100 millones de años luz de la Tierra y fueron observadas durante los estudios ‘Key Insights on Nearby Galaxies: a Far-Infrared Survey with Hershel’, dirigido por Kingfish, y ‘Spitzer Infrared Nearby Galaxies Survey’, de Sings.

Las imágenes seleccionadas muestran el polvo interestelar de cada galaxia, calentado lentamente por el calor desprendido por las estrellas más jóvenes, que sólo se puede observar a través de telescopios en la banda del infrarrojo, como Herschel o Spitzer.

Cada una de las imágenes es una composición de tres colores, que representan el polvo caliente detectado por Spitzer en la banda de 24 micras (azul), y el polvo más frío observado por Herschel en las longitudes de onda de 100 micras (verde) y 250 micras (rojo).

El diagrama interactivo permite seleccionar cada una de las galaxias para obtener más información sobre su clasificación, distancia, tamaño y ubicación en el firmamento. Las galaxias seleccionadas cubren un amplio rango de características, y nos ayudan a comprender mejor los procesos que relacionan la formación de estrellas con el entorno interestelar local en el universo cercano.

Fuente: noticia de ESA de 19 de noviembre de 2012



Espeología en la Luna

Otra noticia curiosa este trimestre es sobre el desarrollo de un “rover” para la exploración de las cuevas lunares, en preparación de un futuro hábitat humano lunar.

Al parecer hay una cueva en la región de Marius Hills, que detectó el satélite japonés SELENE y que se estima que tiene unos 65 metros de ancho y 80 de profundidad, pudiendo tratarse de un derrumbe de un túnel de lava. Ahora se está pensando en su exploración, mediante un “rover” cuyas primeras fases de desarrollo están financiadas por la NASA con la colaboración de iniciativa privada. El primer prototipo de “Cave Crawler” o explorador de cavernas, desarrollado por William Whittaker que ha creado otros muchos robots, es autónomo y se ha ensayado ya en una mina de carbón de Pennsylvania. Se está pensando ya una posible misión a la Luna para 2015.

Se publica en NATURE de 16 noviembre 2012.



Última hora

Al cierre de esta edición surge la alarmante noticia de que España va a reducir a la mitad su contribución a programas europeos de investigación espacial y astrofísica, principalmente de la ESA. La noticia supondría un desastre tanto en la parte de investigación astronómica, como en sus consecuencias económicas en cuanto a los retornos tecnológicos, poniendo en serio peligro muchas industrias nacionales, especialmente la aeroespacial.



Este artículo ha sido escrito por Juan Antonio Bernedo.

Salvo que se exprese lo contrario esta obra está bajo una licencia Creative Commons.
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11 Comentarios

  1. Dr. Thriller:

    Juan, felicitaciones por tu excelente trabajo, sólo señalar una errata sin importancia, más por lo que pueda llevar a engaño su lectura: según creo, la Gran Nube de Magallanes no pasa de 15.000 años-luz de diámetro (150.000 la harían comparable a la Vía Láctea).

    Normalmente estas erratas no tienen ninguna importancia, pero el dato de la GNM no es tan conocido como para que bastante gente se dé cuenta.

  2. tomás:

    Estimado Dr. Thriller:
    No es que me atreva a contestarte en nombre del autor, sino que animado por tu pregunta se me ha ocurrido buscar ese dato que no te cuadra. Y he encontrado:
    En Wikipedia, en el mismo artículo 2×1900 = 3900 al
    35.000 al
    ESO ………………………………. 14.000 al
    El Mundo…………………………… 14.000 al
    Estrellas y Borrascas……………….. 20.000 al

    Como ves, hay algunas diferencias. Yo no sé si es que teniendo forma de S unos la miden a lo largo y otros a lo ancho. De todas formas no me extrañaría que por ahí se hubiera colado, sin permiso, un cero.

    Saludos.

  3. amparo:

    Eso de que van a reducir su aportación a la ESA… ¿Implica que echarán a investigadores españoles de la organización?

  4. NeoFronteras:

    La errata consistía en confundir el verbo ser con estar y de ahí el problema. Juan Antonio ya ha enviado la corrección y de paso una reescritura del párrafo en cuestión.

  5. Miguel Ángel:

    Me sumo a la felicitación de Dr. Thriller. Buena información sobre el planeta errante y sobre el metano de Marte.

    Un abrazo cósmico para Juan Antonio Bernedo

  6. petrus:

    Me gusta hacerme una idea de las distancias de que estamos hablando ( la galaxia más lejana ) y suelo hacerme esquemas a la escala que me convenga para materializarlas en lo posible. pues bien: si represento nuestra propia galaxia en la diagonal de un cuadradito de 4mm de lado ( cuadernito corriente), con sus 0.1M (millones de años luz (al)) de diámetro, entonces 1Mal( millon de años luz) medirá aprox 0.05m ( 5 cm). En ese caso y a esa misma escala, la distancia del orden de diez mil millones de al (10E10) hasta nuestra lejana vecina se representará como 10E10 x 0.05 m = 5 x 10E8 m =5 x10E5 km = 500.000km , que es casi dos veces la distancia Tierra-Luna. Lo que quiere decir que mi dibujo, donde nuestra galaxia queda inscrita en un cuadradito de 4mm de lado , necesitaría un plano del tamaño descrito. Lo que, salvo error, debería disuadir a cualquier osado que intentara pasarlo a limpio o imprimirlo en los formatos conocidos.

  7. tomás:

    A ver, “petrus”: Si tu cuadradito tiene 4 mm de lado, la diagonal tiene 5´66 mm. Dejémoslo en 5 -redondeando más que un poco- y hagamos la operación:
    5 mm/10^5 al = X mm/10^10 al. Y sale X mm = 5×10^5 mm = 0’5 km que es lo que tendría que salirte.
    Y es que 5 mm = 0’005 m, no 0’05 m como dices. y luego, el razonamiento último no viene a cuento.
    En todo caso tienes razón: no hay forma de meterlo en los formatos al uso.
    De todas formas preferiría que alguien corroborase. Un abrazo y espero no haberme equivocado.

  8. tomás:

    A mi, lo que me gustaría saber es si esos 13.750 Mal que nos llegan de lo más lejano es porque ya no hay nada más allá o porque la luz de una galaxia que esté a 15.000 Mal, aún no ha llegado.

  9. NeoFronteras:

    Estimado Tomás:
    Si asumimos que la energía oscura existe y nunca cambia de signo, hay galaxias más allá del horizonte observacional a cuya luz no solamente no le ha dado tiempo llegar a nosotros, sino que nunca nos llegará debido a la expansión acelerada. La expansión es superlumínica y la velocidad de recesión superior a la de la luz.
    Es más, el universo visible no tiene ya 13.000 millones de años luz de radio, sino mucho más porque desde el Big Bang el universo visible ha estado expandiéndose. Pero lo vemos como si tuviera 13.000 millones de años luz de radio.
    Pero da igual, aquello que está “al otro lado” no tiene influencia causal sobre nosotros y nunca lo tendrá.

    Ahora supongamos que no hay energía oscura y el universo desacelerara. Entonces cada vez veremos una porción mayor de universo, pero en el horizonte observacional siempre veríamos galaxias primitivas recién formadas. En esta situación, 20.000 años tras el Big Bang, el universo visible aparentará tener 20.000 años millones de años luz de radio. En el borde está el FCM y un poco más cerca galaxias primitivas que se ven tal y como eran en esa época. Se ve más universo, pero lo “nuevo” que vemos sigue siendo primitivo, lo vemos tal y como era en esa época.
    Siempre hay algo al otro lado del horizonte, pero no tiene influencia causal sobre cada presente considerado. Si tomamos una aproximación de tipo Minkowski nosotros quedamos fuera del cono de luz causal de los objetos más allá del horizonte.

    Es lo de siempre, no podemos considerar el concepto de espacio y prescindir el tiempo.

  10. petrus:

    Efectivamente, “tomás”. Solo me he equivocado en un factor de ( ni me atrevo a escribirlo)… lo que demuestra que al menos ayer no andaba yo muy lúcido en operaciones matemáticas. Lo siento, y gracias por tu corrección. No sabes bien la cantidad de papel y dinero que me has ahorrado. Saludos.

  11. tomás:

    Muy estimado Neo:
    No sabes cuanto agradezco la claridad de tu exposición. Es perfecta.
    Pero la última frase es una puñalada gorda… muy gorda. ¿Y si consideramos sólo el espacio y la velocidad de la luz, dejando al tiempo como algo derivado de ellos, no como ese fluido ante el que todo es permeable?
    Gracias por todo.

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