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 en el pasado.

Vivimos una época desmitificadora. Llevamos un tiempo en que las cosas, abandonando clasificaciones categóricas, empiezan a dejar de ser en blanco y negro para empezar a ser en escala de grises, y con esperanzas de que llegue a aparecer un poquito de color.

Resulta que lo que nosotros creíamos categorías estancas: asteroide, cometa, satélite… empiezan a mezclarse y perder su monolitismo. Supimos recientemente que Ceres emitía vapor de agua al espacio y comienzan a conocerse asteroides que pueden ser cometas a la vez, como Quirón, o satélites que orbitan alrededor de asteroides, como Dactyl alrededor de Ida. Recientemente se ha sabido de un asteroide con anillos (Chariklo) y que además, puede tener también alguna luna.

También es posible que nos llevemos alguna sorpresa más cuando la sonda Rosetta de la ESA, se acerque en los próximos meses al cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko, que ya ha empezado a desarrollar su coma.

Lo bueno del asunto es que empezamos a entender los «porqués» de estas rarezas, que muchas veces se deben, no a la naturaleza de los cuerpos en sí, sino a la historia que han vivido.

Esos «porqués» aparecen en algunos de los artículos de esta edición, como el del asteroide Chariklo, o el del magnetar del cúmulo Westerlund 1 que debería haber acabado como agujero negro, o el de la galaxia asesina NGC 1316, mostrando en definitiva, que la realidad es bastante más compleja de lo que siempre pensamos.

Otra cosa nada sencilla, y sobre la que la polémica va en aumento, es sobre si la detección reciente de ondas gravitatorias es fiable o no. Dedicamos bastante espacio en este «Kiosco» al tema.




Los satélites Galileo en últimas pruebas

Los dos primeros «Galileos» de operatividad completa aparecen en esta imagen del Centro de Pruebas ESTEC, el 30 de agosto de 2013. El que será lanzado en segundo lugar, FM2, en primer plano, a la izquierda, y al fondo a la derecha el que lo será primero, FM1.

Anteriormente se lanzaron los modelos Giove A y B, seguidos un año después, de otros dos modelos para realizar las pruebas de validación en órbita. Ahora se trata de los que formarán la red definitiva de 30 satélites, que darán servicio de posicionamiento global y emergencia europeos, en competencia y colaboración con la de Estados Unidos GPS, o la rusa GLONASS, para formar la red internacional: «Sistema Global de Navegación por Satélite» (GNSS). Estos satélites orbitarán la Tierra en 14 horas, a 23.222 km de altitud, formando una malla de tres planos orbitales a 56º del plano ecuatorial.

Fuente:
ESA, 6 de noviembre 2013




Magnetar misterioso explicado

Ilustración de un magnetar del cúmulo de estrellas muy jóvenes Westerlund 1. Este cúmulo contiene cientos de estrellas muy masivas, algunas con el brillo de casi un millón de soles. Astrónomos europeos han demostrado, que este magnetar, un tipo poco abundante de estrella de neutrones con un campo magnético extremadamente fuerte, se formó probablemente como parte de un sistema de estrellas binarias. El descubrimiento de la antigua compañera del magnetar, en otro lugar dentro del cúmulo, ha ayudado a resolver el misterio de cómo una estrella que empezó siendo tan masiva podría convertirse en un magnetar, en lugar de colapsar en un agujero negro. Fuente: ESO/L. Calçada.

Los magnetares son los extraños remanentes superdensos de explosiones de supernovas. Son los imanes más potentes conocidos en el universo, millones de veces más potentes que los imanes más fuertes de la Tierra. Utilizando el telescopio VLT (Very Large Telescope) de ESO, un equipo de astrónomos europeos cree haber hallado, por primera vez, la estrella compañera de un magnetar. Este descubrimiento ayuda a explicar un enigma pendiente desde hace 35 años: cómo se forman los magnetares y por qué esta estrella en particular no colapsó en agujero negro, tal como esperarían los astrónomos.

Cuando una estrella masiva colapsa por su propia gravedad durante una explosión de supernova, puede formar, o bien una estrella de neutrones o un agujero negro. Los magnetares son una forma inusual y muy exótica de estrella de neutrones. Como todos estos objetos extraños, son pequeños y extraordinariamente densos (mil millones de toneladas por cm3), pero también tienen campos magnéticos extremadamente potentes. Las superficies de los magnetares liberan grandes cantidades de rayos gamma cuando atraviesan una etapa de ajuste repentino, conocida como un terremoto estelar (starquake), consecuencia de las enormes tensiones que tienen lugar en sus cortezas.

En investigaciones anteriores (ver nota de prensa eso1034) ya se demostraba que el magnetar del cúmulo Westerlund 1 debía haber nacido de la muerte explosiva de una estrella con unas 40 veces la masa del Sol. Pero este hecho representa un problema en sí mismo, ya que se suponía que las estrellas tan masivas colapsan al morir, para formar agujeros negros, no estrellas de neutrones y por tanto, tampoco magnetares.

Para resolver la contradicción, los astrónomos sugieren que el magnetar se formó por las interacciones de dos estrellas muy masivas en órbita una en torno a la otra, en un sistema binario muy compacto, de menos de una Unidad Astronómica de diámetro. Pero, hasta ahora, no se había detectado ninguna estrella acompañante en la ubicación del magnetar en Westerlund 1, así que los astrónomos utilizaron el VLT para buscarlo en otras partes del cúmulo. Buscaron estrellas fugitivas (objetos que escapan del cúmulo a grandes velocidades), que pudieran haber sido expulsadas de la órbita por la explosión de la supernova que formó el magnetar. Se descubrió que una estrella, conocida como Westerlund 1-5, parecía encajar perfectamente con lo que buscaban.

Esta estrella no sólo tiene la alta velocidad esperada al haber sido expulsada por una explosión de supernova, sino que además su baja masa, alta luminosidad y la abundancia en carbono de su composición, son difíciles de explicar en una estrella individual, indicando que debe haberse formado con una compañera, formando una binaria, originalmente.

Este descubrimiento permitió a los astrónomos reconstruir la historia de la vida de la estrella que formó el magnetar en lugar del esperado agujero negro. En la primera etapa de este proceso, la estrella más masiva de la pareja comienza a quedarse sin combustible, transfiriendo sus capas externas a su compañera menos masiva (que está destinada a convertirse en magnetar), haciendo que gire cada vez más rápido. Esta rápida rotación parece ser el ingrediente esencial en la formación del campo magnético ultra-fuerte del magnetar.

En la segunda etapa, como resultado de esta transferencia de masa, la propia compañera llega a ser tan masiva que, a su vez, desprende una gran cantidad de la masa recientemente adquirida. Gran parte de esta masa se pierde, pero una parte pasa de nuevo a la estrella original, la que todavía hoy vemos brillando y conocemos como Westerlund 1-5.

Así, este proceso de intercambio de material ha proporcionado a Westerlund 1-5 su espectro químico único, y ha permitido que la masa de su compañera disminuyera a niveles lo suficientemente bajos como para que naciera un magnetar en lugar de un agujero negro.

Por tanto, en la receta para formar un magnetar, parece que un ingrediente fundamental es ser una de las componentes de una estrella doble. La rápida rotación generada por la transferencia de masas entre las dos estrellas parece necesaria para generar el campo magnético ultra fuerte y, posteriormente, una segunda fase de transferencia de masa permite al futuro magnetar adelgazar lo suficiente como para no colapsar en agujero negro, en el momento de su muerte.

El cúmulo estelar Westerlund 1 descubierto en 1961 y situado a 16.000 años luz de la Tierra, en la constelación austral de Ara (el Altar), alberga uno de entre los pocos magnetares conocidos en la Vía Láctea (unos 20). Se llama CXOU J164710.2-455216 y ha intrigado enormemente a los astrónomos. El cúmulo está detrás de una enorme nube interestelar de gas y polvo, que bloquea la mayor parte de su luz visible. El factor de atenuación es de más de 100.000, por eso ha llevado tanto tiempo descubrir la verdadera naturaleza de este cúmulo en particular.

Westerlund 1 es un laboratorio natural único para el estudio de la física estelar extrema, ayudando a los astrónomos a descubrir cómo viven y mueren las estrellas más masivas de la Vía Láctea. De sus observaciones, los astrónomos deducen que este cúmulo extremo probablemente contiene alrededor de 100.000 veces la masa del Sol, y todas sus estrellas se encuentran dentro de una región menor de 6 años-luz. Westerlund 1 parece ser el cúmulo compacto joven más masivo identificado hasta el momento en nuestra galaxia, la Vía Láctea.

Todas las estrellas analizadas hasta ahora en Westerlund 1 tienen masas de, al menos, 30-40 veces la del Sol. Dado que este tipo de estrellas tienen una vida muy corta Westerlund 1 debe ser muy joven. Los astrónomos determinan una edad de entre 3,5 y 5 millones de años. Westerlund 1 es claramente un cúmulo recién nacido en nuestra galaxia.

La investigación que se presenta en esta nota de prensa de ESO se publicó también en la revista de investigación Astronomy and Astrophysics (“A VLT/FLAMES survey for massive binaries in Westerlund 1: IV.Wd1-5 binary product and a pre-supernova companion for the magnetar CXOU J1647-45” por J. S. Clark et al.).

Fuente:
Nota de prensa de ESO 1415, de 14 de mayo de 2014.




Dos estudios complementarios descubren ondas gravitacionales que confirman la inflación, aunque hay dudas todavía

La antena de BICEP2 en primer término. Al fondo la del radiotelescopio SPT. Fuente: BICEP2.

El 17 de marzo, Nature divulgaba la gran noticia de que un radiotelescopio en el Polo Sur (BICEP2) había obtenido las primeras evidencias de las ondas gravitacionales primordiales, ondulaciones en el espacio causadas por la inflación hace 13.800 millones de años, muy pronto después de la Gran Explosión. El telescopio mostraba una instantánea, de 380.000 años más tarde, de cómo esas ondas se habrían propagado por el universo, retratadas ahora sobre el fondo de radiación cósmica de microondas.

El hallazgo ratificaba de por sí la naturaleza cuántica de la gravedad, igualándola a las demás fuerzas de la naturaleza, y además confirmaba la predicción de Einstein de la existencia de esas ondas, hasta ahora indetectadas.

Alan Guth, Premio Nobel por ser el promotor de la idea de la inflación, enseguida se hizo eco del descubrimiento calificándolo de comprobación final de su teoría.

Hasta ahora se sabía que la inflación generaría ondas gravitacionales que crearían un efecto “ripple” (ver figura), comprimiendo el espacio en una dirección y estirándolo en la otra. En la actualidad, la propagación de las ondas continuaría, pero su efecto sería muy débil para ser detectado. Sin embargo sí habrían dejado su huella sobre la radiación cósmica de microondas (RCM), polarizando la radiación en forma de vórtice, con un patrón conocido como “modo B”, una especie de “rizado cósmico”.

El otro modo de polarización (“modo E”) es causado por la concentración de materia, pero la polarización se produce en planos tangenciales alrededor de las concentraciones de masa.

Cuando una onda gravitacional atraviesa el espacio, lo comprime en una dirección y lo estira en la otra, perpendicularmente a la dirección de la onda. Fuente: Markus Pössel/Einstein-online.info.

El instrumento BICEP2 observó un débil pero patente patrón de giro conocido como rizo en modo B en la polarización del fondo cósmico de microondas. Esta es la primera evidencia de las ondas gravitacionales generadas por la inlación del universo hace13.800 años. Fuente: Markus Pössel/Einstein-online.info.

Durante 2013 ya se había detectado, mediante otro telescopio en la Antártida (telescopio SPT), el modo B de polarización de la RCM, pero la señal aparecía a escalas angulares menores de un grado y fue atribuida al efecto de curvatura del espacio por las galaxias cercanas.

Sin embargo, las ondas gravitacionales deben tener sus picos en resoluciones de entre 1 y 5 grados. Por eso se recurrió al instrumento BICEP2, que está situado a escasos metros del telescopio SPT. Detectar el modo B requería medir la RCM con una precisión de una diezmillonésima de grado Kelvin y poder distinguir entre el efecto primordial de otras posibles causas, como el polvo galáctico, que podría producir un efecto parecido.

Primero, los investigadores apuntaron el BICEP2, un conjunto de 512 detectores de detectores de microondas superconductores. Sus resultados se compararon con los obtenidos anteriormente por el BICEP1 y se decidió que una señal causada por el polvo habría tenido un color y espectro diferentes.

Mapa de polarización de la luz de la Vía Láctea, obtenido por el satélite Planck y publicado en cuatro artículos de Astronomy and Astrophysics.

Los resultados, de magnitud dos veces mayores que lo estimado a partir de experimentos anteriores, encajan perfectamente con las predicciones de la inflación. También dan una idea de la velocidad de la inflación y del momento en que se produjo (10-37 segundos tras el Big Bang), así como la temperatura en ese momento, todo lo cual se corresponde con energías de 1016 gigaelectronvoltios. En esas condiciones las fuerzas de la naturaleza son indistinguibles una de otra, en la gran teoría unificada.

Estos datos son la primera evidencia de la naturaleza cuántica de las ondas gravitacionales, aunque todavía es preciso encontrar una forma de compatibilizarla con la relatividad general.

Las dudas, expresadas a los pocos días por otros científicos, se basan en que los modos-B detectados pueden estar inducidos por restos de supernova muy antiguos, y se requeriría una comprobación multifrecuencia, como la que puede hacer el satélite Planck, tal como detallamos en el siguiente artículo.

El segundo artículo, obtenido con observaciones del satélite Planck de la ESA, ha revelado un mapa del campo magnético de la Vía Láctea. Se trata de un mapa de polarización de la luz, en este caso debido al campo magnético de nuestra galaxia.

En efecto, nuestra Vía Láctea está repleta de una mezcla de gas y polvo, la materia prima estelar. Los granos de polvo emiten luz, en longitudes de onda largas (del infrarrojo a las microondas) debido a su frialdad. Si esos granos no son muy simétricos, pueden llegar a polarizar la luz según el eje largo del grano. Si las orientaciones de los granos de polvo fueran aleatorias, no habría polarización global, pero debido a la presencia de un campo magnético, los granos de polvo se pueden alinear con él y se produce polarización.

Así, midiendo la polarización, los astrónomos pueden deducir el campo magnético y estudiar la estructura del campo de la Vía Láctea. En la nueva imagen de Planck, las zonas oscuras corresponden a las emisiones polarizadas más fuertes. Las estrías indican la dirección del campo magnético y muestran que hay una organización a gran escala en algunas zonas del campo magnético. Las líneas del campo magnético están orientadas predominantemente paralelas al plano galáctico.

Los datos revelan también variaciones de la dirección de polarización en nubes de gas y polvo cercanas, que puede apreciarse en las formas desorganizadas por encima y por debajo del plano galáctico.

Analizando esos datos se puede extraer la información de la polarización de la luz primordial en el fondo cósmico de microondas, pero para ello, los científicos del Planck advierten que es preciso estudiarlo a varias frecuencias, para eliminar la posibilidad de que esa polarización sea debida a fuentes más cercanas.

A finales de año, Planck tiene previsto publicar sus datos observacionales a 7 frecuencias distintas, lo que permitirá resolver la incógnita de estas tenues señales.

Fuente:
Nature, 17 marzo 2014.
Nota de prensa de ESA, 6 de mayo de 2014.




Una galaxia asesina

En esta imagen, obtenida por el telescopio MPG/ESO de 2,2 metros, instalado en el Observatorio La Silla de ESO, en Chile, podemos ver el contraste entre estas dos galaxias: NGC 1316 y su compañera, de menor tamaño, NGC 1317. Estas galaxias están muy cerca la una de la otra, pero tienen historias muy diferentes. La pequeña galaxia espiral NGC 1317 ha tenido una vida tranquila, pero NGC 1316 ha engullido a otras galaxias en su violenta historia, mostrando los efectos de esos sucesos.

En efecto, varias claves en la estructura de NGC 1316 revelan que esta galaxia ha vivido un pasado turbulento. Por ejemplo, tiene varios rastros de caminos de polvo poco comunes, http://www.eso.org/public/news/eso1410/incrustados en un envoltorio de estrellas mucho mayor, y una población de cúmulos globulares estelares inusualmente pequeños. Esto sugiere que ha podido engullir con anterioridad una galaxia espiral rica en polvo, posiblemente hace unos 3000 millones de años.

Alrededor de la galaxia también se han visto colas de marea muy débiles, volutas y envolturas de estrellas que han sido arrancadas de sus ubicaciones originales y lanzadas al espacio intergaláctico. Estas formas se producen por complejos efectos gravitatorios en las órbitas de las estrellas, que tienen lugar cuando otra galaxia se acerca demasiado. Todas estas señales apuntan a un pasado violento durante el cual NGC 1316 absorbió otras galaxias y sugiere que este comportamiento aún continúa.

NGC 1316 se encuentra a unos 60 millones de años-luz de la Tierra, en la constelación austral de Fornax (El Horno). También tiene el nombre de Fornax A, reflejando el hecho de que se trata de la fuente emisión en ondas de radio más brillante de la constelación y, de hecho, la cuarta fuente de ondas de radio más brillante de todo el cielo en frecuencias de radio de 1400 MHz http://www.eso.org/public/news/eso1410/. Esta emisión de radio es producida por material que cae en el agujero negro supermasivo del centro de esa galaxia que, probablemente, ha obtenido combustible extra gracias a la interacción con otras galaxias.

Esta nueva y detallada imagen, obtenida por el Telescopio MPG/ESO de 2,2 metros, que se encuentra en el Observatorio La Silla de ESO, en Chile, fue creada combinando muchas imágenes individuales del archivo de ESO. El objetivo de las observaciones originales era revelar las características más débiles y estudiar la perturbación de este interesante sistema.

Además, la nueva imagen también proporciona una ventana al universo distante más allá de las dos brillantes galaxias en interacción que vemos en primer plano. La mayor parte de los débiles puntos difusos de la imagen son galaxias aún más distantes y hay una concentración especialmente densa justo a la izquierda de NGC 1316.

Fuente:
Noticia de ESO 1411 de 2 de abril de 2014.




Un asteroide con anillos… ¡y lunas?

Observaciones llevadas a cabo desde el Observatorio La Silla de ESO y otros muchos puntos del sur de América, en una campaña de observación de una ocultación de una estrella por un asteroide, han descubierto algo sorprendente: el remoto asteroide Chariklo está rodeado por dos densos y estrechos anillos. Es el objeto más pequeño encontrado hasta ahora que cuenta con este tipo de anillos y el quinto objeto que orbita alrededor del Sol en el Sistema Solar con esta característica (después de los planetas Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno).

El origen de estos anillos es aún un misterio, pero pueden ser el resultado de una colisión que, posteriormente, haya generado un disco de escombros. Los nuevos resultados se han publicado en la revista Nature el 26 de marzo de 2014.

Los anillos de Saturno son una de las visiones más espectaculares del cielo, habiéndose también encontrado anillos, menos prominentes, alrededor de otros planetas gigantes. Pese a muchas búsquedas detalladas, no se habían encontrado anillos alrededor de objetos de menor tamaño en nuestro Sistema Solar. Ahora, observaciones del asteroide distante http://www.eso.org/public/news/eso1410/10199 Chariklo http://www.eso.org/public/news/eso1410/ mientras ocultaba una estrella, han mostrado que este objeto también está rodeado por dos finos anillos.

No se estaban buscando anillos, puesto que no se creía que cuerpos pequeños como Chariklo los tuvieran, por lo que el descubrimiento y la impresionante cantidad de detalles descubiertos en el sistema ha sido toda una sorpresa.

Chariklo es el miembro de mayor tamaño de un tipo de objetos conocidos como Centauros http://www.eso.org/public/news/eso1410/y su órbita se encuentra entre la de Saturno y Urano. Los Centauros son cuerpos pequeños de órbitas inestables que se encuentran en las zonas más externas del Sistema Solar y que cruzan las órbitas de planetas gigantes. Dado que sus órbitas sufren frecuentes perturbaciones, se cree que permanecen en esas órbitas durante tan solo unos millones de años.

Los centauros son distintos de los asteroides del cinturón principal y pueden provenir del Cinturón de Kuiper. Tienen ese nombre porque, al igual que los míticos centauros  comparten las características de dos “especies” diferentes, en este caso los cometas y los asteroides. El propio Chariklo parece más un asteroide y no parece tener actividad cometaria.

Las predicciones mostraban que Chariklo pasaría frente a la estrella UCAC4 248-108672 el 3 de junio de 2013, vista desde el sur de América. http://www.eso.org/public/news/eso1410/Utilizando siete telescopios, incluyendo el telescopio danés de 1,54 metros y el telescopio TRAPPIST, ambos en el Observatorio La Silla de ESO en Chile, los astrónomos fueron capaces de ver que, aparentemente, la estrella desparecía durante unos segundos a medida que Chariklo pasaba frente a ella, presenciando así una ocultación.

Pero también descubrieron que unos segundos antes y unos segundos después de la ocultación principal, hubo dos bajadas más, muy cortas, en el brillo aparente de la estrellahttp://www.eso.org/public/news/eso1410/http://www.eso.org/public/spain/news/eso1410/. Algo alrededor de Chariklo bloqueaba la luz. Comparando lo que se vio desde los diferentes emplazamientos, el equipo pudo reconstruir, no solo la forma y el tamaño del objeto en sí, sino que además pudieron determinar su geometría, la anchura, la orientación y otras propiedades de los nuevos anillos descubiertos.

Los anillos de Urano y los arcos de anillo que rodean a Neptuno fueron descubiertos de forma similar durante ocultaciones que tuvieron lugar en los años 1977 y 1984, respectivamente. Los telescopios de ESO también estuvieron involucrados en el descubrimiento del anillo de Neptuno.

Estos anillos de Chariklo son muy concentrados, de tan solo tres y siete kilómetros de ancho, separados por un espacio despejado de nueve kilómetros, alrededor de este pequeño objeto de 250 kilómetros de diámetro que orbita más allá de Saturno.

Es un gran logro descubrir no sólo un sistema de anillos, sino especificar que se trata de dos anillos claramente diferenciados, calculando sus dimensiones. Pese a que hay muchas preguntas que permanecen sin respuesta, los astrónomos creen que este tipo de anillos parecen formarse  a partir de los restos generados tras una colisión. Los restos quedan confinados en los dos estrechos anillos debido a la presencia de pequeños «satélites pastor» que aún no han sido descubiertos.

Los anillos pueden ser un fenómeno que, a su vez, lleve a la formación de una pequeña luna. Una secuencia de acontecimientos como ésta, a una escala mucho mayor, podría explicar el nacimiento de nuestra propia Luna en los inicios del Sistema Solar, así como el origen de muchos otros satélites alrededor de planetas y asteroides.

Fuentes:
Nature online, 26 de marzo de 2014.
Noticia de ESO 1410es, 26 marzo 2014.




La mayor estrella supergigante amarilla

El interferómetro del VLT (VLTI: Very Large Telescope Interferometer) de ESO ha revelado la existencia de una gran estrella amarillla. Esta hipergigante, una de las diez estrellas más grandes descubierta hasta el momento, mide más de 1.300 veces el diámetro del Sol y forma parte de un sistema doble: su segundo componente se encuentra tan cerca, que está en contacto con la estrella de mayor tamaño.

Observaciones llevadas a cabo durante sesenta años, algunas realizadas por observadores aficionados, indican también que este extraño objeto cambia muy rápido y ha sido detectado en una fase muy breve de su vida.

Utilizando el VLTI, un equipo internacional de astrónomos ha descubierto que la estrella amarilla hipergigante HR 5171 A http://www.eso.org/public/news/eso1409/ es enorme: 1.300 veces el diámetro del Sol, siendohttp://www.eso.org/public/news/eso1409/http://www.eso.org/public/spain/news/eso1409/ la estrella amarilla más grande conocida. También está en la lista de las diez estrellas más grandes conocidas: es un 50% más grande que la famosa supergigante roja Betelgeuse, y es alrededor de un millón de veces más brillante que el Sol.

Las nuevas observaciones también mostraron que esta estrella tiene una compañera muy cercana, formando un sistema binario sorprendente: Las dos estrellas están tan cerca la una de la otra que se tocan y todo el sistema parece un cacahuete gigante.

Los astrónomos utilizaron la técnica de interferometría para combinar la luz recogida por múltiples telescopios individuales, recreando un telescopio gigante de más de 140 metros de tamaño. Los nuevos resultados llevaron al equipo a investigar minuciosamente antiguas observaciones de la estrella, llevadas a cabo durante más de sesenta años, para ver cómo se había comportado en el pasado.

Las amarillas hipergigantes son muy poco usuales, solo se conocen alrededor de una docena en nuestra galaxia, y el ejemplo más destacado es Ro de Casiopea. Están entre las estrellas más grandes y brillantes conocidas y se encuentran en un momento de sus vidas muy inestable, con rápidos cambios. Debido a esta inestabilidad, las hipergigantes amarillas expelen material hacia el exterior, formando una atmósfera grande y extendida alrededor de la estrella.

A pesar de la gran distancia que la separa de la Tierra (cerca de 12.000 años-luz), el objeto puede verse a simple vista si hay buenas condiciones de observaciónhttp://www.eso.org/public/news/eso1409/. Se ha descubierto que HR 5171 A, a lo largo de los últimos cuarenta años, está haciéndose cada vez más grande, enfriándose a medida que crece, y su evolución ha sido captada en pleno proceso. Muy pocas estrellas han sido captadas en esta breve fase en la que pasan por fuertes cambios de temperatura a medida que evolucionan rápidamente.
 
Analizando los datos de variaciones de brillo en las estrellas, utilizando observaciones de otros observatorios, los astrónomos han confirmado que el objeto es un sistema binario eclipsante en el que la componente más pequeña pasa por delante y por detrás de la estrella más grande, orbitándola. En este caso HR 5171 A es orbitada por su estrella compañera cada 1.300 días. La pequeña compañera tiene una temperatura ligeramente superior a la de la temperatura de la superficie de HR 5171 A, que es de 5.000 grados Celsius.

La acompañante descubierta es importante, ya que puede influir en el destino de HR 5171 A, por ejemplo, haciendo que expulse sus capas exteriores y modificando su evolución.

Este nuevo descubrimiento muestra lo importante que es estudiar estas enormes amarillas hipergigantes de corta vida, ya que podría ayudar a esclarecer los procesos evolutivos de las estrellas masivas en general.
 
Los objetos de tamaño comparable parecen ser todos estrellas rojas supergigantes que alcanzan de 1.000 a 1.500 veces el radio del Sol y tienen masas iniciales que no superan las 20–25 masas solares. Hasta ahora se esperaba que el radio de una supergigante amarilla fuese solo entre 400 y 700 veces el del Sol.

Los datos espectrales se obtuvieron utilizando el Telescopio Anglo-Australiano, del Observatorio SAAO (South African Astronomical Observatory), y a través de las observaciones coronográficas con el instrumento del infrarrojo cercano NICI (Near-Infrared Coronagraphic Imager) instalado en el telescopio Gemini Sur.

Los paquetes de datos de archivos fotométricos examinados incluyen fotometría infrarroja del SAAO  obtenidos entre 1975 y 2013 y otros conjuntos de datos de entre 1983 y 2002, incluyendo observaciones llevadas a cabo por aficionados. Los autores consideran que la concordancia de los resultados profesionales con los obtenidos por el aficionado Sebastian Otero (2000–2013) es “excelente” e “ilustra la calidad de esas observaciones llevadas a cabo por astrónomos aficionados».

Fuente:
Comunicado de ESO 1409, de 12 de marzo de 2014.




Final de Venus Express entrando en la atmósfera de Venus

Ilustración del proceso de frenado final de Venus Express en la atmósfera venusiana. Fuente: ESA.

Tras ocho años en órbita, la nave de la ESA Venus Express ha completado las observaciones científicas de rutina y se prepara para entrar en la atmósfera hostil del planeta. 

Venus Express fue lanzada en una nave Soyuz–Fregat desde el cosmódromo ruso de  Baikonur, en Kazajistan, el 9 de noviembre de 2005, y llegó a Venus el 11 de abril de  2006. Durante estos años la sonda ha permanecido en una órbita muy elíptica en torno al planeta, que la llevaba hasta 66.000 km sobre el polo Sur en su punto más alejado, lo que le ha permitido obtener impresionantes vistas globales, y a solo 250 km sobre el polo Norte, cerca de las capas superiores de la atmósfera del planeta.
 
Gracias a sus siete instrumentos, la nave ha proporcionado un estudio completo de la ionosfera, la atmósfera y la superficie de Venus. Venus Express nos ha mostrado la gran variabilidad de este planeta a corto y largo plazo, y también nos ha dado pistas sobre cómo ha ido cambiando desde que se formó hace 4.600 millones de años. Los datos obtenidos han ayudado a descifrar qué hizo que Venus y la Tierra acabaran siendo tan diferentes, compartiendo a la vez algunas características.

En efecto, la temperatura de la superficie de Venus supera los 450°C y su atmósfera, con muchos componentes tóxicos, es además enormemente densa. Pero el análisis químico de la superficie rocosa realizado por los detectores infrarrojos de la misión ha revelado que Venus podría haber tenido en el pasado un sistema de placas tectónicas como el que tiene hoy la Tierra, e incluso un océano de agua. 

Al igual que la Tierra, Venus está perdiendo parte de su atmósfera superior que se difunde en el espacio. En concreto, Venus Express ha detectado que escapan al espacio el doble de átomos de hidrógeno que de oxígeno. Dado que la molécula de agua esta compuesta por dos átomos de hidrógeno y uno de oxígeno, las observaciones indican que en la atmósfera se está produciendo desintegración de agua. 

En la actualidad hay 100.000 veces más agua en la Tierra que en Venus. Pero ambos planetas son casi del mismo tamaño y se formaron en la misma época, así que los dos deben haber tenido aproximadamente la misma cantidad de agua en las etapas tempranas de su formación. 

La sonda también ha observado con gran detalle la parte alta de las nubes, a unos 70 km de altitud sobre la superficie del planeta. Eso incluye un vórtice gigantesco que gira sobre el polo Sur, y que guarda cierto parecido con los huracanes terrestres. La nave ha detectado también en su espectro electromagnético, rayos generados en nubes de ácido sulfúrico.

Ilustración de la superficie de Venus, con posibles volcanes activos. Fuente: ESA.

La atmósfera de Venus da una vuelta completa al planeta en solo cuatro días, mientras que éste tarda 243 días en girar en torno a su eje. Venus Express ha estudiado este fenómeno de la super-rotación de la atmósfera, revelando detalles sorprendentes. Un estudio mostró que las velocidades medias del viento habían pasado de unos 300 km/h a 400 km/h en solo seis años terrestres. 

Por otra parte, otro trabajo halló que la rotación del planeta se ha ralentizado en 6,5 minutos desde que la midiera la misión Magallanes, de la NASA, que permaneció cinco años en Venus, hace dos décadas. Aún no se sabe, no obstante, si hay una relación entre la velocidad cada vez mayor de los vientos y la rotación que se ralentiza. 

El radar de la nave Magallanes mostró una superficie muy alterada por erupciones volcánicas pasadas. Venus Express, además, ha hallado indicios de que el planeta aún podría ser geológicamente activo en la actualidad. Un estudio encontró abundantes ríos de lava que podrían haber sido formados hace no más de 2,5 millones de años, y quizás incluso mucho más recientemente. 

De hecho, las mediciones de dióxido de azufre en la atmósfera superior han producido resultados muy variables a lo largo de la misión. Aunque algunos procesos de circulación atmosférica podrían producir resultados similares, éste es el argumento más convincente hasta ahora de la existencia de un volcanismo activo en el presente. 

Ahora, tras ocho años en órbita, el combustible necesario para mantener la órbita elíptica está a punto de agotarse. Por ello las operaciones científicas de rutina han concluido esta semana. La nave se prepara para una última tarea: lanzarse a la atmósfera de forma controlada, mucho más profundamente de lo que nunca se ha intentado. 

Ya se habían llevado a cabo campañas cortas de “aerodrag” en las que rozaba las capas altas de la atmósfera, a unos 165 km de altitud, pero ahora se quiere llegar hasta 130 km o incluso más abajo. Ésta es una operación arriesgada, pero pueden obtenerse así datos nuevos acerca de regiones de la atmósfera inaccesibles, y otros relativos a la respuesta de la nave y sus componentes ante un entorno tan hostil.
 
Esta fase de aerofrenado experimental está planeada para el periodo entre el 18 de junio y el 11 de julio. Durante la operación, algunos instrumentos científicos podrán tomar datos, en concreto medidas del campo magnético, del viento solar y de la composición atómica. Además, los sensores de temperatura y presión registrarán las condiciones a las que está siendo sometida la nave.

Esta maniobra proporcionará también la oportunidad de poner en práctica las operaciones técnicas necesarias para el aerofrenado, una experiencia muy valiosa de cara a futuras misiones planetarias, porque puede ser una manera de colocarse en órbita de otros planetas sin necesidad de llevar grandes cantidades de combustible.

Existe el peligro de que el combustible de Venus Express se agote durante esta fase, o que la nave no sobreviva estas arriesgadas operaciones. Pero, si aún sigue funcionando correctamente, su órbita se elevará de nuevo y las operaciones proseguirán, de forma limitada durante varios meses más, hasta que el combustible se agote por completo.
 
En cualquier caso, a finales de año es probable que Venus Express haya completado su descenso final a la atmósfera del planeta, dando así por finalizado el magnífico logro científico de profundizar en los misterios de este planeta envuelto en su densa y opaca atmósfera, y sin duda seguirá sorprendiéndonos hasta el último minuto, hasta que la nave deje de funcionar o se estrelle contra la superficie.
 

Fuente:
Noticia de ESA de 19 de mayo de 2014.



Detectados 3 neutrinos de alta energía en el Polo Sur

Ilustración de los detectores de IceCube. Fuente: Jamie Yang. IceCube Collaboration.

El detector de neutrinos IceCube (Cubito de Hielo), situado en la Estación Amundsen-Scott, en el Polo Sur, ha logrado detectar 3 neutrinos de altísima energía, posiblemente de origen cósmico. Dos de ellos fueron detectados en 2013, y el tercero muy recientemente, en abril de 2014.

Estos neutrinos, partículas subatómicas sin masa ni carga son muy difíciles de detectar, porque no interaccionan con la materia. De los miles de millones de neutrinos que atraviesan la Tierra continuamente, la mayoría proceden del Sol o de la atmósfera, y solo unos pocos, los de mayor energía, que pueden llegar a los “petaelectronvoltios”, se originan en rincones remotos de nuestra galaxia o aún más lejos. Éstos solo han sido detectados antes en una ocasión, en 1987, gracias a la explosión de la supernova cercana 1987A.

Tan altas energías equivalen en masa a un millón de veces la masa de un protón, según la ecuación de equivalencia entre masa y energía de Einstein.

Los neutrinos de alta energía se originan en objetos espaciales galácticos o extragalácticos que emiten potentes rayos cósmicos. Cuando en estas fuentes los protones y núcleos acelerados interaccionan con los átomos de gas y los fotones, se producen otras partículas cuya desintegración emite neutrinos. Así, estas partículas actúan como testigos de los rayos cósmicos, que atraviesan el espacio y cuya procedencia no es fácil de analizar, ya que la carga eléctrica de sus partículas asociadas hace que se desvíen con los campos magnéticos. Esto no ocurre con los neutrinos, que carecen de carga y pueden moverse libremente y en línea recta sin que nada los desvíe.

En abril de 2013 los investigadores del IceCube, descubrieron dos eventos con energías superiores a los 1.000 teraelectronvoltios (TeV) ó 1 petaelectronvoltio (PeV), una energía muy superior a la de los neutrinos atmosféricos. Estos dos eventos, denominados por los científicos Ernie y Bert, fueron analizados en un estudio publicado en la revista Physical Review Letters.

A partir de las primeras pistas obtenidas en los análisis previos del IceCube, se utilizaron métodos mejorados de análisis para repasar los datos acumulados por el detector entre mayo de 2010 y mayo de 2012, hallando otros 34 eventos de energías superiores a 30 TeV, el umbral esperado para los «neutrinos astrofísicos». Algunos de estos últimos pueden deberse a contaminación por rayos cósmicos reaccionando con la atmósfera, pero la mayoría son “neutrinos astrofísicos”

Todos ellos reunían las características que los convertían en firmes candidatos para confirmar su origen extraterrestre, excediendo en mucho la energía de los neutrinos atmosféricos o la de otros eventos de alta energía, como los muones producidos por la interacción de rayos cósmicos en la atmósfera. La relevancia estadística de la señal es de más de 4 sigmas, una medida de confianza que en física de partículas otorga la suficiente credibilidad para ser aceptada por la comunidad científica.

Los resultados preliminares se presentaron el 15 de mayo en el Simposio de Astrofísica de Partículas del IceCube en la UW-Madison, y se publicaron el 22 de noviembre de 2013 en la revista Science, mediante un resumen que se amplía en un artículo más extenso disponible en la web de la revista.

Después de ver cientos de miles de neutrinos atmosféricos, por fin se ha encontrado algo diferente, constituyendo la primera indicación de neutrinos procedentes del exterior de nuestro Sistema Solar, con energías más de un millón de veces superiores a los detectados en 1987 originados en la supernova observada en la Gran Nube de Magallanes.

IceCube está compuesto por 5.160 sensores llamados “módulos ópticos digitales”, suspendidos de 86 cables de acero, embebidos en un kilómetro cúbico de hielo bajo el Polo Sur y distribuidos en un hexágono en un kilómetro cuadrado. De cada fila cuelgan en vertical 60 esferas de vidrio de 50 cm de diámetro: una esfera cada 17 m entre las profundidades que van desde 1450 m hasta 2450 m.

Es muy improbable que un neutrino llegue a interactuar con uno de los átomos que componen el kilómetro cúbico de hielo, pero cada vez que lo hace produce un diminuto fogonazo azul denominado luz de Cherenkov, que es registrado por los sensores.

El observatorio se construyó en siete años con la financiación de la Fundación Nacional de Ciencias (NSF) de EE.UU. y de otras entidades internacionales, completándose en diciembre de 2010. Además de la UW-Madison, el consorcio cuenta con la participación de 250 científicos e ingenieros de instituciones en EE.UU., Alemania, Suecia, Bélgica, Suiza, Japón, Canadá, Nueva Zelanda, Australia, Reino Unido y Corea.

IceCube es fruto del esfuerzo de cientos de personas en todo el mundo, desde el diseño y la instalación en un entorno hostil, pasando por la demostración de la viabilidad del concepto, hasta la recolección de datos y el análisis físico. Todo ello ha requerido esfuerzos coordinados que finalmente han conducido a las observaciones presentadas en este estudio.

IceCube está situado en la profundidad del hielo antártico pero vigila el universo entero, detectando neutrinos que atraviesan la Tierra desde los cielos del norte, así como los del entorno de los cielos del sur. El reto ahora es cómo conseguir que el IceCube haga la gran aportación a la astronomía de localizar e identificar las fuentes de los rayos cósmicos, entre las que podrían encontrarse supernovas, agujeros negros, brotes de rayos gamma, púlsares, núcleos galácticos activos y otros fenómenos extragalácticos extremos.

Registro del neutrino de más alta energía captado en el observatorio IceCube, en la Antártida. Fuente: IceCube Collaboration.

Aunque los neutrinos viajan en línea recta y deberían indicarnos directamente el lugar de su procedencia en el cielo, hasta ahora no ha sido posible, porque los 37 eventos registrados no son suficientes para rastrear el origen de las partículas. En principio muy pocos parecen provenir del plano galáctico, pero los demás, entre ellos los más energéticos, deben ser extragalácticos porque parecen provenir de zonas muy alejadas del plano galáctico. Hasta ahora no hay correlaciones de estos eventos con fuentes conocidas de neutrinos de alta energía, pero los científicos confían en lograrlo conforme aumenta el número de eventos detectados.

Fuente:
Scientific American 9 abril 2014, completada con otras notas de prensa de IceCube.




Dunas en Titán: formaciones captadas por Cassini

Los satélites de nuestro Sistema Solar ocultan parajes sorprendentes, pero a veces también pueden resultar muy familiares, como estas dunas fotografiadas por el radar de la sonda Cassini. Estas líneas oscuras se encuentran en la superficie de la luna Titán de Saturno. La línea horizontal en el centro de la imagen es un defecto de procesado de las imágenes radar. 

Esta región de Titán está cubierta de granos de materia orgánica de un tamaño similar a las partículas de silicatos que forman la arena de nuestro planeta. Las dimensiones y la uniformidad de estos granos provocan que sus surcos aparezcan en una tonalidad oscura ante el ojo humano. 

Las partículas orgánicas son arrastradas por los vientos que soplan sobre la superficie de Titán, que no son especialmente intensos (velocidad media de 1 m/s) pero que soplan en distintas direcciones a lo largo del año, provocando que la “arena” se vaya acumulando en ciertos lugares. 

Titán está plagado de formaciones y de fenómenos muy similares a los de nuestro planeta. Los científicos llevan analizando estas similitudes desde que Cassini llegó al sistema de Saturno en 2004, y después de que liberase a la sonda Huygens de la ESA en 2005, explorando sus campos de dunas o los lagos de etano y metano líquidos.
 
Estos patrones tan familiares sobre las dunas de Titán ya habían sido observados con anterioridad, pero esta nueva imagen, tomada por el radar de Cassini el día 10 de julio de 2013, los muestra con un nivel de detalle sin precedentes. Esta observación fue dirigida por un equipo del laboratorio JPL de la NASA en California, Estados Unidos. La misión Cassini-Huygens es un proyecto conjunto de la NASA, la ESA y la agencia espacial italiana, ASI.

Fuente:
Noticia de ESA de 7 abril 2014.




Simulación Illustris

Ilustración de la transición de la densidad de la materia oscura (izquierda) a la del gas (derecha). / Illustris Collaboration.

Un grupo internacional de investigadores ha simulado por ordenador los cambios que se han producido en el cosmos a lo largo de sus últimos 13.000 millones de años. El modelo reproduce con una precisión sin precedentes la evolución de las galaxias, la materia oscura y, por primera vez, la de los elementos gaseosos y elementos más pesados.

La red cósmica que han ido formando las galaxias del universo se ha simulado varias veces, pero hasta ahora no se habían podido reproducir las poblaciones mixtas de galaxias o el contenido de gas y metal (elementos pesados) del cosmos.

Ahora, un equipo internacional coordinado por el investigador Mark Vogelsberger del Instituto Tecnológico de Massachusetts (MIT), EE.UU., lo ha conseguido y presentó los resultados el 7 de mayo en Nature. En un vídeo en color se muestran los cambios en la temperatura de los gases (en el original, azul para lo frío, verde para lo ‘templado’ y blanco para lo más caliente), así como su “metalicidad”.

La simulación comienza 12 millones de años después del Big Bang y recorre 13.000 millones años de evolución cósmica, hasta nuestros días. De esta forma, se sigue la evolución del universo reproduciendo algunas características, como la distribución de las galaxias y su composición, con una precisión inédita.
 
El modelo muestra una mezcla de  galaxias espirales y elípticas con el contenido en hidrógeno y materiales pesados, que se ajusta a los datos observacionales. El equipo atribuye el éxito de su nueva simulación a los rápidos avances en la potencia de cálculo de los ordenadores, muy mejorada en los últimos años, así como a la mejora de los algoritmos numéricos y desarrollo de modelos más acordes con la física.

Estos desarrollos han permitido a los científicos modelar simultáneamente la evolución de los distintos componentes de la formación de galaxias, incluyendo la de los bariones (la materia visible del universo, como neutrones y protones) y la desconocida materia oscura. Según los autores, los efectos previstos de la materia bariónica en la distribución de la materia oscura podrían tener implicaciones importantes para futuros estudios de la evolución del universo.

Referencia bibliográfica: M. Vogelsberger et al. “Properties of galaxies reproduced by a hydrodynamic simulation”. Nature 509: 7499, 8 de mayo de 2014.

Fuente:
Noticia de SINC, 7 de mayo 2014.



Este artículo ha sido escrito por Juan Antonio Bernedo.