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.

Después de 15 meses de recolección y tratamiento de datos por los equipos científicos del Observatorio Espacial Planck de la ESA, se ha presentado el nuevo mapa detallado de la radiación de fondo de microondas. La resolución es unas 30 veces más precisa de la que se obtuvo con el WMAP y ha permitido hacer un mejor cálculo de sus características.

Como consecuencia de esa mayor resolución, se han modificado algunos de los parámetros que definen nuestro universo: los porcentajes de materia normal/ materia oscura/ energía oscura que eran 4,5/22,7/72,8%, han pasado a ser 4,9/26,8/68,3%; la edad del Universo se ha ampliado un poco desde 13.700 hasta 13.820 millones de años y la constante de Hubble ha cambiado de 69,32$pm;0,8 del WMAP al valor obtenido con PLANK: 67,15±1,2.

En principio, los resultados se ajustan perfectamente a lo predicho por la teoría, excepto a escalas muy grandes, en que parecen desviarse de la curva de radiación de microondas de 2,7 K esperada.
Esto es debido a que el mapa muestra inhomogeneidades y asimetrías entre hemisferios (hemisferio sur más frío) que pueden hacer replantear toda la teoría.

Uno de los descubrimientos más sorprendentes es que las fluctuaciones en la temperatura del fondo de microondas a grandes escalas no se ajusta a las predicciones del modelo estándar: la intensidad de la señal es menor de la que cabría esperar a partir de la estructura a menor escala desvelada por Planck.

Otra singularidad desvelada por esta misión es la asimetría en la temperatura media de los dos hemisferios celestes. Esto contradice la hipótesis del modelo estándar de que el Universo debería ser similar, a grandes rasgos, en cualquier dirección del espacio.

Planck también ha detectado una región fría en el firmamento, mucho más grande de lo esperado. El predecesor de Planck, la misión WMAP de la NASA, ya había detectado indicios de esta asimetría y de la región fría, pero se ignoraron en su día al pensar que se trataban de errores de medida.

Ahora que Planck ha detectado de nuevo estas anomalías con un mayor nivel de detalle, se elimina cualquier duda sobre su existencia; ya no pueden ser errores de medida. Son reales, y es preciso buscar una teoría que explique su existencia.

Una forma de explicar estas anomalías sería asumir que el Universo no es igual en todas las direcciones, en una escala mayor de la observable. En este escenario, los rayos de luz del fondo de microondas podrían haber seguido una ruta mucho más complicada de lo que se pensaba para cruzar el Universo, provocando algunos de los extraños patrones detectados en la imagen presentada por el equipo investigador.

El objetivo final es elaborar un nuevo modelo cosmológico capaz de describir y relacionar estas anomalías, algo muy laborioso en caso de que fuera posible.

Dejando las anomalías a un lado, los datos de Planck se ajustan de forma espectacular a lo predicho por un modelo relativamente sencillo del Universo, lo que ha permitido refinar los valores que describen sus ingredientes.

La materia normal, de la que están formadas las estrellas y las galaxias, apenas constituye el 4.9% de la materia y la energía del Universo. La materia oscura, que de momento sólo ha sido detectada de forma indirecta a través de sus efectos gravitatorios, constituye el 26.8%, casi una quinta parte más de lo que se pensaba inicialmente.

Sin embargo, la energía oscura, la fuerza misteriosa que sería la responsable de acelerar la expansión del Universo, constituye una fracción mucho menor de lo esperado (68,3%).

Los datos de Planck también han fijado un nuevo valor para la tasa de expansión del Universo actual, conocida como la constante de Hubble: 67.15 km/s/Mpc, un valor considerablemente inferior al utilizado hasta ahora. Estos datos implican que la edad del Universo es 13.820 millones de años.

Gracias a la precisión y al nivel de detalle de los mapas del cielo en microondas elaborados por Planck, el nuevo cuadro del Universo nos acerca a los límites de las teorías cosmológicas actuales. Los resultados se ajustan casi a la perfección al modelo cosmológico estándar, pero también presenta intrigantes anomalías a gran escala que obligarán a replantear algunas de las hipótesis más básicas en las que se basa el modelo.

Fuente: noticia de ESA.




El lanzador Vega de la ESA pone en órbita Proba-V

El cohete lanzador más pequeño de la Agencia Espacial Europea (ESA), VEGA, ha completado con éxito su segundo vuelo el 7 de mayo, colocando en órbita tres satélites: dos para observar la vegetación de la Tierra: el de ESA, PROBA V y el vietnamita VNREDSat-1A, y uno de investigación de Estonia (ESTCube-1).

El primero en ser liberado, PROBA V fue colocado en una órbita circular a 820 km de la superficie de la Tierra. Después, se encendió la última fase del lanzador para desprenderse de la parte superior del contenedor de satélites que fue eyectada para poder lanzar las otras dos sondas. La nave Vega circularizó su órbita a 704 km de altura desde donde lanzó VNREDSat-1A y ESTCube-1, terminando con la corrección de su trayectoria para la reentrada segura en la atmósfera, sin generar nueva basura espacial.

PROBA V es un satélite de 138 kg, basado en una plataforma ya usada por la ESA en otras ocasiones y lleva una cámara de imagen para un estudio de la vegetación global, siguiendo la línea de los satélites franceses de observación de vegetación Spot 4 y 5. Vuela en una órbita similar a esta última, para sustituirla al año que viene, cuando se apague Spot-5 debido a su edad. Utiliza cuatro bandas visibles e infrarrojas para hacer barridos de 2250 km de ancho cada dos días, con una resolución de 350 m en las zonas entre 35-75ºN y 35-56ºS. Lleva a bordo también un receptor para captar señales de aviones en vuelo, amplificadores de comunicaciones de último desarrollo de nitrito de galio y otros experimentos para probar fibra óptica en el espacio.

Al cerrar esta edición, Proba-V ha empezado ya a enviar imágenes. La primera enviada muestra la vegetación de la costa occidental de Francia y parte del Golfo de Vizcaya.

VNREDSat-1A, de 115 kg es un satélite comercial vietnamita para el estudio de recursos naturales, medio ambiente y para ayuda en desastres naturales, construido por Astrium.

ESTCube-1 es el primer satélite estonio. De sólo 1,3 kg, fue diseñado por estudiantes de la universidad de Tartu y desplegará un cable de 10 metros de largo para experimentar maniobras electrostáticas de interacción con el flujo de plasma y poder desarrollar velas solares electrostáticas en un futuro.

Fuente: noticia de ESA I,
noticia de ESA II.




El núcleo de la Tierra desincronizado

Ilustración del interior de la Tierra.

La opinión mayoritaria hasta ahora era que el núcleo del planeta Tierra estaba sincronizado con el resto de las capas del planeta, pero un equipo de investigadores de la Universidad Nacional Australiana, liderado por Hrvoje Tkalcic, ha descubierto que el núcleo de nuestro planeta no tiene una velocidad constante, sino que acelera y desacelera frecuentemente y está desincronizado de la corteza y el manto.

El equipo ha medido durante 50 años la velocidad de rotación del núcleo interno de la Tierra y ha analizado también los terremotos «dobletes», que son seísmos de formas de onda muy parecidas que se dan en los mismos lugares separados por lapsos de tiempo que pueden ser desde semanas hasta algunas décadas. Son terremotos similares, con muy poca diferencia, pero precisamente esa diferencia está relacionada con el núcleo interno.

Así se ha descubierto que el núcleo interior estuvo girando más deprisa durante las décadas de 1970 y 1990, y menos rápido en la de 1980. Además, parece que en estos últimos años, se está produciendo una aceleración muy drástica, pero este hecho necesita aún confirmación.

Esta es la primera evidencia experimental de que el núcleo gira a velocidad variable, y ha sido posible gracias a los nuevos métodos matemáticos empleados para interpretar los datos. Un hecho curioso es que Edmund Halley, ya en 1692, especulaba que las capas internas de la Tierra giraban a diferentes velocidades.

Para el estudio se han analizado las señales de 7 terremotos «dobletes» observados desde College Station en Alaska y otros 17 dobletes anteriores, reconstruyendo la historia de la rotación diferencial del núcleo interno desde 1961 hasta 2007. Los dobletes observados proporcionan valores de aceleración de 0,25 a 0,48 grados por año y fluctuaciones entre décadas del orden de un grado por año alrededor de la media. Estas fluctuaciones de décadas explican las discrepancias entre los modelos anteriores de la rotación del núcleo y están en concordancia con las nuevas simulaciones geodinámicas, que han ayudado a entender mejor el interior de la Tierra.

Fuente: agencias y resumen en Nature Geoscience de 12 mayo 2013
Más información: Nature



El fin del Herschel

Herschel y la región de formación estelar Vela C. Pueden verse los filamentos fríos, núcleos pre-estelares, protoestrellas y regiones más evolucionadas conteniendo gas y polvo iluminadas por las nacientes estrellas. Fuente: ESA/PACS & SPIRE Consortia, T. Hill, F. Motte, Laboratoire AIM Paris-Saclay, CEA/IRFU – CNRS/INSU – Uni. Paris Diderot, HOBYS Key Programme Consortium.

En un artículo titulado «Herschel cierra sus ojos al Universo» la ESA hace una despedida de este satélite, una vez agotado el helio líquido que llevaba (2300 litros) que ha estado refrigerando los detectores electrónicos del satélite desde su lanzamiento el 14 de mayo de 2009. Puesto que estudia los objetos más fríos del Universo es necesario reducir el «ruido electrónico» bajando la temperatura de los detectores hasta casi el cero absoluto. Ese descenso de temperatura se consigue evaporando el helio de los depósitos, que se va consumiendo lentamente. El pasado 30 de abril se detectó un incremento de temperatura en los instrumentos, confirmando el agotamiento del helio líquido.

Herschel tiene entre sus logros más de 35.000 observaciones científicas, con más de 25.000 horas de datos para unos 600 programas de observación diferentes. La misión también dedicó unas 2.000 horas de observación a la calibración del archivo de datos, que se mantiene en el Centro Europeo de Astronomía Espacial de la ESA en España, cerca de Madrid.

Herschel nos ha ofrecido una nueva forma de ver el «universo oculto» hasta ahora, desvelando facetas desconocidas del proceso de formación de las estrellas y de las galaxias, descubriendo que cuando el Universo era joven, las galaxias tenían mucho más gas a su disposición, lo que les permitía alcanzar elevadas tasas de formación de estrellas incluso sin que se produjesen colisiones entre galaxias, que es lo que normalmente desata estos frenéticos episodios de producción.

Ha seguido la pista del agua en el Universo, desde las nubes moleculares a las estrellas recién nacidas y sus discos protoplanetarios, o los cinturones de cometas, descubriendo tanta agua en ellos como para llenar miles de veces los océanos de la Tierra.

Sus observaciones en la banda del infrarrojo lejano han permitido a los astrónomos comprender mejor cómo la turbulencia agita el gas del medio interestelar para formar una red de filamentos dentro de las frías nubes moleculares en el seno de nuestra Galaxia, y constituyen una historia ilustrada del proceso de formación de las estrellas.

A partir de ahora queda estudiar los datos en profundidad y, lo más importante, hacer accesibles al público todos los datos obtenidos por el Herschel en forma de mapas, espectros y catálogos que ayudarán a los astrónomos en su trabajo.

Fuente: Noticia de ESA.




Explosión sorprendentemente brillante captada por Fermi y Swift, de la NASA

La explosión captada por el telescopio Swift. Fuente: NASA .

Una explosión muy brillante de rayos gamma (GRB) en una estrella agonizante de una lejana galaxia ha asombrado a la comunidad astronómica de todo el mundo. La erupción, catalogada como GRB 130427A, produjo la luz de más alta energía jamás detectada en un suceso de este tipo. El estallido duró el tiempo necesario para que un número récord de telescopios en tierra pudieran observarlo poco después de que los observatorios espaciales lo localizaran y observaran a continuación.

A las 7:47h del sábado 27 de abril de 2013, el monitor de rayos gamma (GBM) del telescopio espacial Fermi se disparó a causa de una erupción de alta energía en la constelación de Leo. El estallido se produjo cuando el satélite Swift de la NASA estaba cambiando de objeto a observar, lo que retrasó la detección con el telescopio de alerta de estallidos casi un minuto. El telescopio registró rayos gamma con energías por encima de los 94.000 millones de electro-voltios (GeV), unas 35.000 millones de veces la energía de la luz visible, y cerca de tres veces mayor que el récord anterior del telescopio. La emisión duró horas y permaneció detectable por el Fermi la mayor parte del día, estableciendo un nuevo récord para la emisión de rayos gamma más larga.

El estallido fue después observado en longitudes de onda de luz visible, infrarroja y radio por telescopios en tierra, basándose en la rápida localización de su posición obtenida por Swift. Los astrónomos rápidamente averiguaron que el GRB estaba situado a unos 3600 millones de años-luz, lo que, para este tipo de sucesos, es relativamente cerca.

Los estallidos de rayos gamma son las explosiones más luminosas del Universo. Los astrónomos creen que la mayoría se producen cuando las estrellas masivas agotan su combustible nuclear y se colapsan bajo su propio peso. A medida que el núcleo colapsa en un agujero negro, chorros de material salen disparados hacia afuera, a velocidades próximas a la de la luz.

Estos chorros atraviesan todo el camino a través de la propia estrella y continúan hacia el espacio, donde interactúan con el gas previamente expulsado por la estrella y generan brillantes resplandores que se desvanecen con el tiempo. Si el estallido está lo suficientemente cerca, los astrónomos generalmente descubren una supernova en ese lugar una semana después. Este GRB está entre el 5 por ciento de las explosiones más cercanas, por lo que el reto ahora es encontrar una supernova emergente, que es detectada en casi todos los grandes GRB a esta distancia. Los observatorios terrestres están rastreando la localización de GRB 130427A, y esperan encontrar una supernova subyacente a mediados de mayo.

Fuente: noticia de NASA-Goddard- Swift.




Capa fría en la cromosfera de alfa centauri

Se sabe que nuestro Sol tiene una capa de sólo 4000 grados entre la fotosfera, que está a 6000 grados, y su atmósfera exterior, que está a varios millones de grados. Ahora, por medio del telescopio Herschel se ha descubierto una capa fría similar en la atmósfera de Alfa Centauri A, a unos 4,37 años-luz.

Al observar Alfa Centauri A en la banda del infrarrojo lejano con Herschel y comparar los resultados con los modelos matemáticos que describen las atmósferas estelares, los científicos han descubierto por primera vez una capa fría similar a la de nuestro Sol en la atmósfera de otra estrella, en su cromosfera, a sólo unos cientos de kilómetros de distancia de su fotosfera.

Estas observaciones del Herschel pueden ayudar a explicar mejor los procesos que ocurren en nuestro Sol, en otras estrellas similares y en los discos de polvo que podrían existir en sus alrededores. Con un buen modelo de la atmósfera de Alfa Centauri A, se podría determinar con precisión la cantidad de polvo presente en sistemas de estrellas similares a nuestro Sol, que a su vez podría ayudarnos a determinar si albergan planetas a su alrededor.

Este estudio forma parte del Programa Clave DUNES (acrónimo inglés de “Polvo en torno a Estrellas Cercanas”) de Herschel. El análisis incluyó los datos recogidos por el instrumento PACS a 100 y 160 μm para el estudio DUNES, los recogidos por PACS a 70 y 160 μm y por SPIRE a 250 μm, 350 μm y 500 μm para el programa Hi-GAL y otros datos en la banda del infrarrojo tomados desde otros satélites y observatorios en tierra.

Fuente: Noticias de ESA.




Una extraña nebulosa planetaria verdosa

Un extraño color verde de la nebulosa IC1295 que rodea una estrella moribunda a 3300 años-luz en Scutum, en una imagen obtenida por el telescopio VLT de ESO.

Normalmente, las estrellas de tipo solar acaban sus vidas como pequeñas y débiles estrellas enanas blancas. Pero antes, sus atmósferas son lanzadas al espacio. Durante unas decenas de miles de años se ven rodeadas por una espectacular y colorida nube brillante de gas ionizado conocida como nebulosa planetaria.

La nebulosa planetaria IC 1295, que se encuentra en la constelación de Scutum (El Escudo), está formada por múltiples capas de gas que anteriormente formaba la atmósfera de la estrella. Este gas fue expelido por reacciones de fusión inestables en el núcleo de la estrella que generaron enormes erupciones termonucleares. El gas expulsado está bañado por una fuerte radiación ultravioleta procedente de la vieja estrella, lo que hace que el gas brille. Los diferentes elementos químicos brillan en diferentes colores y el prominente color verdoso que destaca en IC 1295 proviene del oxígeno ionizado.

En el centro de la imagen puede verse el remanente quemado del núcleo de la estrella como un brillante punto blanco-azulado en el corazón de la nebulosa. La estrella central se convertirá en una estrella enana blanca muy débil y, a lo largo de miles de millones de años, irá enfriándose lentamente.

Las estrellas con masas desde la que tiene el Sol hasta ocho veces su masa, formarán nebulosas planetarias cuando entren en la fase final de su existencia. El Sol tiene una edad de 4.600 millones de años y se prevé que viva otros cuatro mil millones de años.

Esta imagen fue captada por el telescopio VLT (Very Large Telescope) de ESO, situado en Cerro Paranal, en el desierto de Atacama, en el norte de Chile, utilizando el instrumento FORS (FOcal Reducer Spectrograph). Para obtener esta imagen se han combinado exposiciones tomadas con tres filtros azul, verde y rojo.

Fuente: Noticia de ESO.




Agujero negro en rápida rotación

Un agujero negro supermasivo ha sido detectado en el centro de la galaxia espiral NGC1365. Por los datos de la emisión de rayos-X que surge de sus proximidades, los astrónomos pueden determinar la velocidad de rotación de la parte interna del disco de acreción y deducir la del agujero negro.

Se cree que la velocidad de rotación de un agujero negro es consecuencia de la historia de su formación. Un agujero negro que crece de manera constante, alimentado por un flujo uniforme de materia que cae en espiral sobre él, podría llegar a girar a altas velocidades. Uno formado por la fusión de dos agujeros negros más pequeños también podría tener una rotación veloz. Por último, un agujero negro absorbiendo pequeñas aglomeraciones de material procedentes de distintas direcciones, terminaría rotando de un modo más lento.

Estos escenarios dependen de la propia formación de la galaxia, dado que una fracción de toda la materia atraída hacia la galaxia acaba llegando al agujero negro. Por este motivo, los astrónomos están deseando medir los índices de rotación de los agujeros negros en el corazón de las galaxias.

Una de las formas de hacerlo es observar los rayos X emitidos por el gas caliente de un disco de acreción justo fuera del horizonte de sucesos. En particular, los átomos calientes de hierro producen una fuerte señal de rayos X en un rango de energía muy específico, que resulta desdibujado por la rotación del agujero negro. La naturaleza de este “emborronamiento” puede utilizarse para deducir la velocidad de rotación.

Utilizando esta técnica, observaciones previas han sugerido que en algunas galaxias hay agujeros negros que giran a velocidades extremadamente altas. Sin embargo, confirmar el índice de rotación ha sido muy difícil, ya que el espectro de los rayos X también puede emborronarse debido a la presencia de las nubes de gas absorbentes que se encuentran cerca del disco. Por eso, hasta ahora, había sido imposible separar ambos efectos.

Durante cerca de 36 horas, en Julio de 2012, el satélite XMM-Newton de la ESA y el satélite de la NASA NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) observaron simultáneamente la galaxia espiral NGC 1365. XMM-Newton capturó los rayos X de energía más baja, mientras que NuSTAR captó los datos de energías más altas.

Los datos combinados pudieron resolver el problema. Los modelos disponibles de un agujero negro girando hacen una clara predicción de la proporción de rayos X de altas energías y rayos X de bajas energías, así como de las nubes absorbentes de gas. Los resultados sólo son compatibles con el modelo de agujero negro en rotación y permiten descartar por completo el modelo de absorción.

El agujero negro de NGC 1365 gira con velocidades tangenciales cercanas a la de la luz. Esto sugiere que la galaxia ha crecido de manera continua a lo largo del tiempo, con un flujo constante de material cayendo al agujero negro central.

Sin embargo, los astrónomos aún no pueden descartar un único y enorme evento en el que dos galaxias y, posteriormente, sus agujeros negros, se hubieran fusionado, produciendo una súbita aceleración del agujero negro supermasivo resultante.

Medir la velocidad de rotación del agujero negro también facilita otra nueva forma de probar la relatividad general. Esta teoría predice efectos que pueden verse con más facilidad en campos gravitatorios extremadamente fuertes, como los encontrados cerca de los agujeros negros.

Fuente: Noticia de ESA.



Alma y las galaxias primigenias con formación estelar

Un equipo de astrónomos ha utilizado el nuevo conjunto ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para localizar la ubicación de 100 de las galaxias con mayor formación estelar del universo temprano. ALMA es tan potente que ha podido observarlas en solo unas horas mientras que hasta ahora, observar estas galaxias era mucho más complicado.

Las galaxias que contenían gran cantidad de polvo cósmico tuvieron las mayores tasas de formación estelar en el universo temprano. Su observación es muy importante, pero el polvo las oscurece y hace difícil su identificación con telescopios de luz visible. Para lograrlo, los astrónomos deben utilizar telescopios que observen la luz en longitudes de onda más largas, en torno a un milímetro, como hace ALMA.

El mejor mapa que se había hecho hasta el momento de esas galaxias distantes polvorientas se llevó a cabo utilizando el telescopio APEX (Atacama Pathfinder Experiment) operado por ESO. APEX llevó a cabo un rastreo de una parte del cielo de medio grado, en una región del cielo situada en la constelación austral de Fornax (El Horno) llamada el Campo Profundo Sur de Chandra, y detectó 126 galaxias de este tipo. Pero, en sus imágenes, cada estallido de formación estelar aparecía como una mancha más o menos difusa, tan amplia que llegaba a abarcar más de una galaxia. Al no saber exactamente cuál de esas galaxias era la que estaba formando estrellas, los astrónomos veían obstaculizados sus estudios sobre formación estelar en el universo temprano.

Para localizar las galaxias correctas se requerían observaciones más precisas y con telescopios más grandes. Mientras que APEX cuenta con una única antena de 12 metros de diámetro, telescopios como ALMA usan numerosas antenas como la de APEX distribuidas en amplias superficies. Las señales de las antenas combinadas entre sí obtienen información como si proviniera de un único telescopio gigantesco, tan ancho como todo el conjunto de antenas.

El equipo investigador utilizó ALMA para observar las galaxias del mapa obtenido por APEX durante la primera fase de observaciones científicas de ALMA, con el conjunto aún en fase de construcción. Utilizando menos de una cuarta parte del conjunto final de 66 antenas, distribuidas en distancias que superaban los 125 metros, ALMA necesitó tan solo dos minutos por galaxia para localizar cada una de ellas en una región reducida, 200 veces más pequeña que la amplia mancha de APEX, y con una sensibilidad tres veces mayor. Si lo comparamos con otros telescopios de su tipo, ALMA es tan sensible que, en unas pocas horas, logró duplicar el total de observaciones realizadas por este tipo de telescopios.

El equipo no solo pudo identificar inequívocamente qué galaxias tenían regiones activas de formación estelar, sino que, en más de la mitad de los casos, descubrieron que varias galaxias con formación estelar habían sido confundidas con una sola en observaciones previas. La precisa visión de ALMA les permitió distinguir y separar estas galaxias.

De hecho, de los datos anteriores se deducía que las galaxias más brillantes formaban estrellas con una intensidad miles de veces mayor que la de nuestra propia galaxia, la Vía Láctea, corriendo el riesgo de autodestruirse. Las imágenes de ALMA revelan que esas galaxias están compuestas de en realidad de múltiples galaxias, más pequeñas, formando estrellas en tasas más razonables.

Los resultados conforman el primer catálogo estadístico fiable de galaxias con gran contenido de polvo, con formación estelar en el universo temprano, y proporcionan una base vital para futuras investigaciones de las propiedades de estas galaxias en diferentes longitudes de onda, sin riesgo de malas interpretaciones debido a que varias galaxias puedan aparecer como una sola.

Pese a la precisa visión de ALMA y a su sensibilidad sin competencia, los telescopios como APEX aún tienen una importante misión, puesto que puede cubrir un área muy amplia del cielo más rápido que ALMA, por lo que resulta ideal para descubrir estas galaxias. Una vez que están localizadas, se utiliza ALMA para ubicarlas con exactitud.

Fuente: Nota de prensa de ESO.



Cráteres gemelos de explosión en Marte

Estos cráteres de impacto albergan además las huellas de titánicas explosiones probablemente debidas a erupciones violentas de hielo. La imagen fue recogida el 4 de enero de 2013 por la Mars Express de la ESA, que continúa observando nuestro planeta vecino.

Se trata de los cráteres gemelos en la región Thaumasia Planum, una llanura al sur de Valles Marineris. Los cráteres tienen 50 km de ancho y muestran terrazas múltiples que descienden desde sus bordes hasta el fondo y otros detalles interesantes, pero la característica más llamativa es el pozo central que se reproduce en ambos cráteres. Resulta que este tipo de depresión central es común en Marte y en las lunas heladas de los planetas gigantes de nuestro sistema solar.

Cuando un asteroide golpea la superficie rocosa de un planeta, el terreno es comprimido hasta valores de densidad muy altos. Inmediatamente después de la explosión, al descomprimirse, la zona explota violentamente. En impactos de pequeña energía, un pequeño cráter en forma de cuenco marca el resultado, pero en otros más energéticos se producen grandes cráteres con estructuras más complejas, como los picos centrales o pozos profundos.

Una de las posibles explicaciones de la formación de esos pozos centrales es que, cuando la roca o el hielo se funden durante el impacto, se filtran al interior del planeta a través de grietas y fracturas dejando un espacio hueco. Otra teoría es que el hielo que hay bajo la superficie, se recalienta en el impacto y se vaporiza en una explosión. Como resultado, la roca queda excavada formando un pozo explosivo rodeado de restos de roca. El pozo se forma en el centro del cráter, donde se concentra la mayor parte de la energía del impacto.

Aunque los cráteres de la imagen son de diámetro similar, el pozo central del cráter Sur (izquierda) es mayor que el del cráter de la derecha. Quizá había más hielo concentrado bajo la superficie del primero y produjo una explosión de vapor más violenta. Otros cráteres de impacto en la zona también muestran evidencias de explosiones de vapor sub-superficiales, como demuestran las capas de material expulsado.

Estos materiales son capas de material excavado del centro del cráter y que se depositó alrededor del cráter durante su formación. Muestran lóbulos en forma de pétalos alrededor de los bordes. Estos son el resultado de ese rebote del agua líquida mezclada con el material expulsado fluyendo por la superficie y adoptando una apariencia fluida.

Estos cráteres ayudan a entender los procesos que ha sufrido una determinada porción de la superficie del planeta y, en este caso, confirman la existencia de grandes depósitos de hielo bajo la superficie de Thaumasia Planum, que son liberados en los sucesos de impactos, tanto grandes como pequeños

Fuente: noticia de ESA.



Púlsar para probar la teoría de la relatividad

Utilizando conjuntamente el telescopio VLT (Very Large Telescope) de ESO, y otros radiotelescopios de todo el mundo, se ha encontrado y estudiado una extraña pareja de estrellas formada por la estrella de neutrones más masiva encontrada hasta el momento, alrededor de la que orbita una estrella enana blanca. Esta nueva y peculiar binaria ha permitido poner a prueba la teoría de la relatividad general de Einstein de una forma que era imposible hasta el momento. Las nuevas observaciones parecen encajar exactamente con las predicciones de la relatividad general y descartan algunas teorías alternativas. Los resultados aparecerán en la revista Science del 26 de abril del 2013.

La estrella de neutrones, inusualmente masiva, gira 25 veces por segundo sobre sí misma, y la enana blanca orbita a su alrededor en dos horas y media. La estrella de neutrones es un púlsar que emite ondas de radio que son captadas desde la Tierra por los radiotelescopios. Al margen del interés que esta binaria genera por sí misma, se trata además de un laboratorio único para poner a prueba los límites de las teorías físicas.

Este púlsar se llama PSR J0348+0432 y se trata de los restos de una explosión de supernova. Es dos veces más pesada que el Sol, pero tiene solo 20 km de diámetro. La gravedad en su superficie es más de 300.000 millones de veces más fuerte que la de la Tierra y la densidad en su centro es de más de mil millones de toneladas por centímetro cúbico. Su compañera, la estrella enana blanca, solo es un poco menos exótica: es el brillante resto de una estrella mucho más ligera, que ha perdido su atmósfera y se está enfriando lentamente.

La teoría de la relatividad general de Einstein, que explica la gravedad como una consecuencia de la curvatura del espacio-tiempo creada por la presencia de masa y energía, ha superado todas las pruebas desde que fue publicada por primera vez hace casi cien años.

Los físicos han concebido otras teorías de la gravedad que hacen predicciones diferentes a las que plantea la relatividad general. Para algunas de estas alternativas, esas diferencias solo se mostrarían en campos gravitatorios extremadamente fuertes, que no pueden encontrarse en el Sistema Solar. En términos de gravedad, PSR J0348+0432 es un objeto verdaderamente extremo, incluso comparado con los otros púlsares que han sido utilizados en pruebas de alta precisión de la relatividad general de Einstein. En este tipo de campos gravitatorios tan fuertes, pequeños aumentos en la masa pueden desencadenar grandes cambios en el espacio-tiempo que rodea a estos objetos. Hasta ahora, los astrónomos no tenían ni idea de qué podría pasar en presencia de estrellas de neutrones tan masivas como PSR J0348+0432, por lo que ésta es una oportunidad única para llevar a cabo pruebas en campos inexplorados.

El equipo combinó observaciones de la estrella enana blanca llevadas a cabo con el VLT (Very Large Telescope) con medidas muy precisas del púlsar obtenidas con radiotelescopios. Una pareja tan cercana entre sí emite ondas gravitacionales y pierde energía. Esto hace que el periodo orbital cambie ligeramente y las predicciones de este cambio hechas por la relatividad general y otras teorías competidoras son diferentes.

Las observaciones en radio fueron tan precisas que ya se ha podido medir un cambio en el periodo orbital de 8 millonésimas de segundo por año, exactamente lo que predice la teoría de Einstein.

Esto es solo el principio de un estudio detallado de estos objetos únicos y los astrónomos los utilizarán para poner a prueba la teoría de la relatividad general en busca, cada vez, de una mayor precisión.

Fuente: Nota de prensa de ESO.




El agua de Júpiter era del Shoemaker-Levy 9

El observatorio espacial Herschel de la ESA ha resuelto el misterio sobre el origen del agua presente en las capas más altas de la atmósfera de Júpiter, aportando pruebas concluyentes que indican que procede del impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 en julio de 1994.

Durante aquella espectacular colisión, 21 fragmentos del cometa se precipitaron en cadena sobre el hemisferio sur de Júpiter a lo largo de toda una semana, dejando unas oscuras huellas en la atmósfera del planeta que fueron visibles durante varias semanas.

Aproximación del cometa Shoemaker-Levy 9 a Júpiter.

Esta fue la primera observación directa de una colisión fuera de nuestro propio planeta. Fue seguida en directo por astrónomos aficionados y profesionales de todo el mundo con la ayuda de telescopios en tierra y con el Telescopio Espacial NASA/ESA Nuble.

El Observatorio Espacial Infrarrojo (ISO) de la ESA fue lanzado en 1995 y fue el primero en detectar y estudiar la presencia de agua en las capas más altas de la atmósfera de Júpiter. Por aquel entonces ya se presentó la hipótesis de que el agua podría proceder del cometa Shoemaker-Levy 9, pero faltaban pruebas que la respaldasen.

Los científicos descartaron primero un posible origen interno como, por ejemplo, vapor de agua procedente de capas más bajas de la atmósfera del planeta, ya que el vapor no es capaz de atravesar la «trampa fría» que separa la estratosfera de la capa visible de nubes en la troposfera de Júpiter.

Por lo tanto, el agua en la estratosfera joviana tenía que proceder del exterior. Hubo que esperar 15 años para poder determinar su origen, hasta que Herschel utilizó sus sensibles detectores infrarrojos para estudiar la distribución horizontal y vertical de la huella química del agua en Júpiter.

Las observaciones de Herschel determinaron que había de 2 a 3 veces más agua en el hemisferio sur de Júpiter que en el norte, con la mayor parte de ella concentrada cerca de los lugares donde había impactado el cometa en 1994. Además, el agua sólo se encontraba a gran altitud. Según los cálculos, un 95% del agua en la estratosfera de Júpiter procede del impacto del cometa.

Otra posible fuente de agua sería una lluvia continua de pequeñas partículas de polvo interplanetario. Pero, en este caso, el agua debería estar distribuida de forma uniforme en todo el planeta y se tendría que haber filtrado a cotas más bajas.

También alguna luna de Júpiter podría haber aportado agua al planeta a través de una emisión de vapor, como han demostrado las observaciones de Herschel de la luna de Saturno, Encelado, mostrando un gigantesco chorro de vapor proyectado desde ese cuerpo. Esta hipótesis también ha sido descartada, ya que ninguna de las lunas jovianas se encontraba en el lugar apropiado para aportar agua con la distribución observada.

Finalmente, los científicos también descartaron la hipótesis de que los impactos observados por astrónomos aficionados en 2009 y 2010 pudieran haber realizado una aportación significativa, o que las observaciones pudiesen ser el resultado de variaciones locales en la temperatura de la atmósfera de Júpiter: Shoemaker-Levy 9 parece ser el único culpable.

Los cuatro planetas gigantes del Sistema Solar exterior presentan agua en sus atmósferas, pero la podrían haber obtenido a través de cuatro mecanismos diferentes y en Júpiter está claro que el aporte de agua del cometa Shoemaker-Levy 9 es el más importante, aunque las otras fuentes también podrían haber contribuido en menor medida.

Las observaciones realizadas durante este estudio serán continuadas por las que realizará la futura misión JUICE de la ESA, que partirá hacia el sistema joviano en 2022, donde estudiará la distribución de los ingredientes de la atmósfera de Júpiter con mucho más detalle.

Más información: noticia de ESA de 24 abril 2013.



Este artículo ha sido escrito por Juan Antonio Bernedo.