NeoFronteras

Actualidad astronómica: el kiosco del astrónomo

Área: Espacio — domingo, 15 de marzo de 2015

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.

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Recuperación del vehículo experimental IXV en el Océano Pacífico cerca de las Islas Galápagos. Fuente: ESA.

Aunque hay noticias astronómicas muy variadas y mucho más interesantes, abrimos esta sección con la imagen de la recuperación del ensayo del vehículo de re-entrada IXV, de la Agencia ESA. Nos parece importante que la Agencia Europea del Espacio mantenga un programa propio que pueda competir con, o complementar, los de otros países para futuras colaboraciones. El experimento salió bien y lo ampliamos más adelante.

Recogemos en mucha mayor extensión los primeros resultados importantes de Rosetta sobre el cometa Churyumov-Gerasimenko, incluidos los del sobrevuelo del 14 de febrero de 2015. A ello dedicamos una parte generosa de este “Kiosco”.

Pero además incorporamos a este Kiosco noticias sorprendentes como la alineación de cuásares entre sí y su entorno, de ESO, el descubrimiento por astrónomos aficionados de un misterioso penacho en Marte y su estudio por ESA, las imágenes de la aproximación de New Horizons de NASA a Plutón, y varias otras de estas agencias y organismos.


Éxito del vehículo experimental de la ESA, IXV.

Concluye con éxito su vuelo de investigación el vehículo experimental creado para que Europa adquiera en el futuro la capacidad de reentrar en la atmósfera terrestre, con un sistema de transporte reutilizable. El avión de la ESA, IXV (siglas en inglés de Vehículo Experimental Intermedio), ha llevado a cabo una reentrada perfecta, amerizando en el océano Pacífico al oeste de las islas Galápagos.

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Ilustración de la misión IXV. Fuente: ESA.

El avión IXV despegó el 11 de febrero desde el Puerto Espacial Europeo en Kourou, en la Guayana Francesa, en un lanzador europeo Vega. Se separó del cohete a una altura de 348 km y continuó su ascenso hasta alcanzar los 413 Km. En su reentrada, tomó una gran cantidad de datos, gracias a los más de 300 sensores con que está equipado.
 
Durante el descenso, el avión, de cinco metros de largo y dos toneladas de peso, redujo su velocidad de hipersónica a supersónica. La velocidad de reentrada, de 7,5 Km/s a una altura de 120 Km de altitud, reprodujo las mismas condiciones a las que estaría sometida una nave que volviera a la Tierra desde órbita baja. 

El IXV voló de forma autónoma navegando través de la atmósfera, en su corredor de reentrada, antes de finalizar su descenso ralentizado por un paracaídas que se desplegó en varias fases hasta un amerizaje seguro, en el Océano Pacífico, unos 100 minutos tras el despegue.  

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Perfil de vuelo del IXV. Traducido a partir de original de ESA.

El IXV se mantuvo a flote con flotadores hinchables, mientras el barco de rescate se apresuraba a recogerlo. Una vez en Europa, en el centro tecnológico de la ESA, ESTEC, en Holanda, el IXV será sometido a un análisis detallado.
 
Dominar la técnica de la reentrada significa abrir un nuevo capítulo para la ESA. Es una habilidad indispensable a la hora de desarrollar lanzadores con etapas reutilizables, para traer a Tierra muestras de otros planetas o para la vuelta a casa de los astronautas. Será igualmente importante para la futura investigación en observación de la Tierra y en microgravedad, y en misiones de mantenimiento y retirada de satélites. 

Fuente:
Noticias de ESA de 10 y11 febrero 2015.


Una estrella doble colapsando, preludio de una supernova

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Una supernova puede ser el resultado de la fusión de dos estrellas. Utilizando las instalaciones de ESO, junto con telescopios instalados en las Islas Canarias, un equipo de astrónomos ha localizado dos estrellas sorprendentemente masivas en el corazón de la nebulosa planetaria Henize 2-428.

Como las estrellas orbitan alrededor del centro de masas común, se espera que las dos estrellas vayan acercándose lentamente cada vez más y que se fusionen dentro de unos 700 millones de años, con suficiente materia conjunta como para iniciar una enorme explosión de supernova.

El equipo de astrónomos, liderado por Miguel Santander-García (Observatorio Astronómico Nacional español), ha descubierto una pareja de estrellas enanas blancas, restos estelares muy pequeños y extremadamente densos, muy cercanas la una a la otra. Su masa total es de aproximadamente 1,8 veces la masa del Sol, por lo que es la más masiva de este tipo encontrada hasta ahora.

Esa cantidad está por encima del límite de Chandrasekhar, por lo que, cuando se fusione esta pareja, creara una explosión termonuclear descontrolada que acabará como una supernova de tipo Ia.

El equipo que encontró esta masiva pareja estaba intentando averiguar cómo algunas estrellas producen nebulosas asimétricas con extrañas formas en las últimas etapas de sus vidas. Uno de los objetos que estudiaban era la inusual nebulosa planetaria conocida como Henize 2-428.

Al observar la estrella central de este objeto con el Very Large Telescope de ESO, se descubrió que lo que había en el corazón de esta brillante nube extrañamente torcida, era en realidad una estrella doble.

Esto apoya la teoría de que la presencia de estrellas centrales dobles puede explicar las extrañas formas de algunas de estas nebulosas. Pero lo que descubrieron después, era mucho más interesante.

Las observaciones posteriores llevadas a cabo con telescopios en las Islas Canarias permitieron determinar la órbita de ambas estrellas y deducir tanto sus masas como la distancia que las separa. Entonces fue cuando surgió la sorpresa: cada una de las estrellas tiene una masa ligeramente menor que la del Sol y que su período orbital es de cuatro horas.

Están lo suficientemente cerca la una de la otra como para que, según la teoría de Einstein de la relatividad general, vayan acercándose cada vez más, cayendo en espiral debido a la emisión de ondas gravitacionales, antes de acabar fusionándose en una sola estrella en unos 700 millones de años. La estrella resultante será tan masiva que nada podrá impedir que colapse sobre sí misma y, posteriormente, explote como una supernova.

Hasta ahora, la formación de supernovas de tipo Ia por la fusión de dos enanas blancas era puramente teórica, por lo que este descubrimiento tendrá repercusiones importantes para el estudio de supernovas de tipo Ia, que se utilizan para medir distancias astronómicas y fueron clave en su día, para descubrir que la expansión del universo se está acelerando debido a la energía oscura.

Los resultados se publicaron en línea en la revista Nature el 09 de febrero de 2015.

Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1505es de 9 de Febrero de 2015


Rosetta sobrevuela el cometa a solo 6 km de su superficie

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Montaje de cuatro imágenes del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko el 14 de febrero de 2015 a las 4:32 TU desde una distancia de 35 km. La escala es de 3 metros/pixel y cada cuadro tiene unos 3 km de ancho. La imagen está centrada la depresión de Hatmehit, el lóbulo pequeño del cometa. Fuente: ESA/Rosetta/NAVCAM – CC BY-SA IGO 3.0

El sábado 14 de febrero, Rosetta pasó a menos de 6 km de la superficie del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, en el primer sobrevuelo de esa misión. El máximo acercamiento se produjo a las 12:41 TU sobre la región Imhotep del lóbulo mayor del cometa.

Los mosaicos compuestos con imágenes enviadas por Rosetta, muestran los efectos de la rotación del cometa y del progresivo acercamiento de la nave de una imagen a otra, por eso no se pueden componer las imágenes en una sola. Sólo se han ajustado los niveles de intensidad y contraste de las imágenes.

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Montaje de cuatro imágenes del cometa tomadas el 14 de febrero a las 10:15 TU desde una distancia de 12,6 km del centro del cometa (unos 10,6 km de la superficie). La escala para el centro del cometa sería de 1,1 m/pixel y el ancho de la imagen es de 1,1 km. Se ve, al frente, el lóbulo mayor del cometa y arriba el cuello y el comienzo del lóbulo menor. Fuente: ESA/Rosetta/NAVCAM – CC BY-SA IGO 3.0

Las imágenes de mayor aproximación tomadas justo antes (mosaico de las 10:15 TU) y después (mosaico de las 14:15 TU) muestran detalles sorprendentes de los variados terrenos del cometa. Especialmente notable es la esquina inferior izquierda de la imagen de las 14:15 TU, mostrando estratos y superficies fracturadas.

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Mosaico compuesto con 4 imágenes del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko tomadas el 14 de febrero a las 14:15 TU desde una distancia de 8,9 km de la superficie. La escala es de 0,76 metros/pixel y la imagen total tiene 1.35×1.37 km. Se trata de la región de Imhotep, con estructuras superficiales muy marcadas. Fuente: ESA/Rosetta/NAVCAM – CC BY-SA IGO 3.0

Hacia el centro de la imagen de las 14:15h TU, puede verse la silueta tenue de objetos casi circulares con suelos suaves, a la vez que algunos boques angulosos parecen surgir desde debajo de la superficie. También se encuentran piedras, desde varios metros a decenas de metros, dispersas por toda la superficie del cometa. Ahí, en Imhotep, destaca el bloque Cheops en el centro de la parte alta de la imagen.

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Montaje de cuatro imágenes tomadas a las 19:42 TU desde una distancia de 31,6 km del centro del cometa. La escala es de 2,7 m/pixel y cada imagen es de 2,8 km de lado. Se tomó ya en el alejamiento de Rosetta después de la máxima aproximación y muestra el lóbulo menor en la parte de arriba, con parte del lóbulo mayor en la mitad inferior. Fuente: ESA/Rosetta/NAVCAM – CC BY-SA IGO 3.0

Durante el sobrevuelo, Rosetta pasó por el ángulo de “fase cero” (con el sol a su espalda), iluminando completamente el cometa. Este sobrevuelo sirvió, además de para la obtención de buenas resoluciones por acercamiento, para muestrear las partes más interiores de la atmósfera cometaria (coma), lo que servirá para relacionar mejor las fuentes actividad observadas con el conjunto de la coma.

Después de este acercamiento, Roseta se alejó hasta 255 km del cometa durante el día siguiente.

Fuente:
Comunicado especial ESA-Rosetta del sobrevuelo del cometa, 16 de febrero de 2015


Lo que Rosetta ha averiguado del cometa, hasta febrero de 2015

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El cometa desde una distancia de 8 km. Fuente: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

En todo el tiempo que la nave Rosetta lleva estudiándolo, está descubriendo un cometa con una superficie llena de peculiaridades, y con muchos procesos en marcha, de tal forma que empieza a mostrarnos el complejo escenario de la evolución del cometa.

Siete de los 11 instrumentos a bordo de Rosetta presentan ahora, en una edición especial de la revista Science, sus resultados iniciales, basados en las observaciones llevadas a cabo a la llegada de la nave al cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko, en agosto de 2014.

Se sabe ahora que el lóbulo más pequeño del cometa mide 2.6 × 2.3 × 1.8 km, y el mayor 4.1 × 3.3 × 1.8 km. El volumen total es de 67P es 21.4 km3, y la masa, medida por el Radio Science Instrument, es de 10.000 millones de toneladas. La densidad del cometa es por tanto 470 kg/m3.

Asumiendo que en la composición del cometa predominan el hielo de agua y el polvo, los científicos de Rosetta estiman que la porosidad del cuerpo es muy alta, entre el 70% y el 80%. Su estructura interna consiste muy probablemente en pedazos de hielo poco cohesionados, separados por pequeños espacios vacíos.

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Mapas de las distintas regiones del cometa. Fuente: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

La cámara OSIRIS ha cubierto hasta ahora el 70% de la superficie. Los científicos han identificado 19 regiones claramente delimitadas, que han sido bautizadas con nombres de dioses egipcios, y clasificadas según el tipo de terreno que predomina en cada una.

Se han determinado, en concreto, cinco clases de superficies: cubiertas de polvo; de materiales frágiles con huecos y estructuras circulares; grandes depresiones; terrenos homogéneos o suaves; y de tipo rocoso.

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Ondas (izquierda) y colas (derecha) formadas por el viento en la zona de Hapi. Fuente: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

Gran parte del hemisferio Norte está cubierto de polvo. A medida que se calienta el hielo del cometa se convierte en gas, y da lugar a la atmósfera, o coma. El gas arrastra el polvo a menor velocidad; las partículas que no viajan lo bastante rápido como para vencer la fuerza de gravedad del cometa, caen de nuevo a la superficie.

Se ha observado que los gases que escapan de la superficie contribuyen a desplazar el polvo por la superficie, formando ondas al estilo de dunas y cantos rodados con “cola” creada por el viento: las piedras obstaculizan el flujo del gas, de forma que tras ellas se deposita el material.

Ha sido identificado el origen de algunos de estos chorros de gas y polvo del cometa. Muchos de ellos proceden de la región suave del cuello, pero también se ha visto que algunos salen de agujeros en la superficie.

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Cráter activo en una imagen tomada el 28 de agosto de 2014, desde una distancia de 60 km, con una resolución de 1m/pixel. A la derecha, imagen contrastada, mostrando estructuras en las sombras del cráter que se interpretan como chorros saliendo de él. Fuente: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA
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Las flechas marcan las zonas claras, de hasta 10 metros de ancho, ricas en hielo de la zona de Hathor. Se diferencian claramente de su entorno y fueron tomadas el 7 de agosto de 2014. Fuente: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

La cubierta de polvo del cometa podría tener varios metros de grosor en algunas zonas. Las medidas de la temperatura en la superficie y bajo ella, con el instrumento MIRO, sugieren que el polvo juega un papel clave a la hora de mantener aislado el interior del cometa, lo que ayuda a preservar el hielo que se cree que existe bajo la superficie.

En la superficie puede haber también pequeñas manchas de hielo. El espectrómetro VIRTIS revela una superficie de composición muy homogénea, en la que dominan el polvo y las moléculas ricas en carbono, y con escaso hielo. Aún así es probable que las pequeñas áreas brillantes que se aprecian en algunas imágenes sean ricas en hielo.

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Una grieta de 500 metros en el cometa, en la zona de Hapi. Arriba izquierda la zona de Hapi en vista general. Abajo, izquierda, grieta que se extiende por la zona de Hapi y algo más allá. A la derecha, la grieta abandonando Hapi y entrando en Anuket, dejando Seth en el lado superior izquierdo y a Hapi en el ángulo inferior izquierdo. Fuente: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

En cuanto a las paredes de los acantilados, están llenas de fracturas orientadas aleatoriamente. Su formación se asocia a los rápidos ciclos de calentamiento y enfriamiento que se experimentan a lo largo del día de 12,4 horas del cometa, y durante su órbita elíptica, de 6,5 años, alrededor del Sol. Un rasgo llamativo, y misterioso, es una grieta de 500 metros de longitud que corre paralela al cuello entre los dos lóbulos; aún no se sabe si resulta del estrés en el terreno.

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Textura de “piel de gallina” en las paredes del agujero. El tamaño de esos abultamientos es de 3 metros y cubren regiones de 100 m. Fuente: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

En algunas zonas de pendiente muy acusada en las paredes de los acantilados, se llega a distinguir detalles de tres metros, y se aprecia una textura que ha sido apodada piel de gallina. Aún se desconoce su formación.

El origen de la estructura en dos partes del cometa sigue siendo un misterio. La composición de ambos lóbulos parece ser muy similar. O bien resultan de la erosión de un cuerpo mayor, o bien de la fusión de dos cometas formados en la misma región del sistema solar.

En cuanto a la formación de la magnetosfera, los instrumentos de medición de plasma de Roseta vigilan la ionosfera y magnetosfera del cometa a medida que desarrolla su atmósfera y comienza a interactuar con el viento solar. Rosetta ha seguido todo el proceso desde la detección de los primeros iones de vapor de agua hasta la etapa en que la coma del cometa empezó a desviar el viento solar.

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Esquema del proceso de creación de la magnetosfera de un cometa: 1- el cometa se acerca al Sol. 2- las moléculas de agua son sublimadas por la luz ultravioleta del Sol. 3- las moléculas de agua son ionizadas por la luz ultravioleta del Sol. 4- los nuevos iones son acelerados por el campo eléctrico del y desviados, siendo detectados por el instrumento RPC-ICA. 5- El viento solar acelera los iones de agua en una dirección, pero es desviado en la dirección opuesta. 6- con el tiempo se desarrollan bordes consistentes y frentes de choque que aíslan la atmósfera del cometa de la acción directa del viento solar. Esta es algo observado en cometas activos y planetas. Fuente: ESA/Rosetta/RPC-ICA

En cuanto al desarrollo de la atmósfera, a medida que el cometa se acerque al Sol (el máximo acercamiento se producirá el 13 de agosto de 2015, a 186 millones de kilómetros) los instrumentos de Rosetta se concentrarán también en vigilar cómo evoluciona la actividad del cometa.

Durante los últimos seis meses los instrumentos de Rosetta han revelado que el ritmo de producción de vapor de agua del cometa ha aumentado, de 0,3 litros por segundo a principios de julio de 2014 a 1,2 litros por segundo a finales de agosto.

Junto al agua se emiten también otras especies moleculares, incluyendo monóxido y dióxido de carbono. El instrumento ROSINA está detectando grandes variaciones en la composición de la coma.

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Estadísticas principales del cometa, resumidas de los datos obtenidos en los 5 primeros meses desde la llegada de Rosetta al cometa. El cuadro completo se presenta en el número del 23 de enero de la revista Science. Fuente: todos los equipos de instrumentos de Rosetta.

Combinando las medidas de varios instrumentos entre julio y septiembre los científicos han hecho la primera estimación de la proporción de polvo y gas del cometa: de media, y por ahora, la superficie iluminada por el Sol emite cuatro veces más masa en forma de polvo que en forma de gas.

Rosetta está viviendo con el cometa a media que se acerca al Sol, descubriendo cómo cambia su comportamiento día a día y, más a largo plazo, cómo aumenta su actividad, cómo evoluciona su superficie y cómo interactúa con el viento solar. En los pocos meses que lleva junto al cometa ya se ha aprendido mucho. A medida que lleguen más y más datos los científicos esperan responder muchas cuestiones clave sobre su origen y evolución.

Fuente:
Nota de prensa de ESA-Rosetta de 23 enero 2015


Las evoluciones de Rosetta alrededor del cometa y sus fines

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Trayectoria del sobrevuelo de Rosetta. Fuente: ESA

Los siguientes sobrevuelos del cometa permitirán observaciones científicas únicas para la obtención de medidas de alta resolución de la superficie en distintas longitudes de onda y la oportunidad de muestrear las partes más importantes de la atmósfera cometaria.

El vuelo sobre las zonas más activas del cometa ayudó a los científicos a entender los mecanismos de producción de gases y de generación de la coma. Se estudiaron especialmente las zonas donde el gas y las partículas de polvo salen expulsadas desde la superficie y como estos constituyentes evolucionan a mayores distancias del cometa.

Se sabe que la superficie del cometa es muy oscura, reflejando solo el 6% de la luz que recibe. Estudiando la reflectividad de la superficie a los distintos ángulos relativos del sol, los científicos podrán averiguar algo más sobre los granos de polvo de la superficie.

Tras este acercamiento, comenzará una nueva fase en la que Rosetta ejecutará una serie de sobrevuelos sobre el cometa a distintas distancias, desde 15 km a 100km.

Desde el principio se había planeado cambiar de órbitas capturadas a sobrevuelos, en este punto de la misión, basados en las predicciones del incremento de la actividad cometaria. Las distancias a la superficie de los sobrevuelos responde a los requerimientos distintos de los 11 instrumentos, para optimizar los resultados científicos de la misión.

Durante algunos de esos sobrevuelos, Rosetta se encontrará con el cometa siguiendo el movimiento de la superficie, permitiendo a los instrumentos seguir un punto fijo sobre la superficie en el sobrevuelo. A su vez, los sobrevuelos más lejanos permitirán apreciar el conjunto del núcleo y la coma mediante cámaras gran-angular.

La misión se encuentra en su fase principal y durante este año se continuará con el mapeado del cometa en alta resolución. Se muestreará el gas, polvo y plasma a distintas distancias del cometa, a medida que aumenta la actividad y cuando esta disminuya a final del año.

El perihelio ocurrirá el 13 de agosto de 2015 cuando el cometa y Rosetta estén a 186 millones de kilómetros del Sol, entre las órbitas de la Tierra y Marte.

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El cometa el 22 de enero de 2015 mostrando actividad. Fuente: Rosetta’s Navigation Camera (NavCam)

El mes anterior al perihelio, cuando la actividad alcance su pico máximo, los científicos planean estudiar uno de los chorros del cometa en gran detalle. Se intentará atravesar una de esas regiones para muestrear el flujo expulsado del cometa.

Después del perihelio y cuando la actividad comience a bajar, se decidirá cuándo volver a una órbita capturada alrededor del cometa, así como cuánto puede Rosetta continuar con su misión hacia el fin de 2015.

Fuente:
Blog de ESA-Rosetta de 22 enero 2015


Las partículas cometarias recolectadas por Rosetta

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Dos ejemplos de granos de polvo cometario recogidos por Rosetta (instrumento COSIMA) entre el 25 y 31 de octubre de 2014, entre 10 y 20 km de distancia del núcleo. La imagen (a) muestra una partícula de polvo, que se disgregó en pequeñas partículas y (b) una partícula de polvo que se rompió. En ambos casos, el material no estaba bien aglomerado. De eso se deduce que no contiene hielo porque entonces no se rompería, y al sublimarse el hielo dejaría vacíos entre el material. Tampoco puede ser un grano de hielo puro porque entonces no dejaría residuo al sublimar. Se cree que estas partículas esponjosas se formaron de la capa de polvo sobre la superficie del cometa, después de su último acercamiento al Sol, y se perderán pronto en su coma. Fuente: ESA/Rosetta/MPS for COSIMA Team MPS/CSNSM/UNIBW/TUORLA/ IWF/IAS/ESA/ BUW/MPE/LPC2E/LCM/FMI/UTU/LISA/UOFC/vH&S.

La nave Rosetta, de la ESA, está aportando información esencial para entender el ciclo del polvo en la superficie de un cometa, a medida que observa cómo el cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko se deshace de la cubierta de polvo que ha acumulado a lo largo de los últimos cuatro años.

El instrumento COSIMA, uno de los tres analizadores de polvo de Rosetta, empezó a recoger, fotografiar y medir la composición de las partículas de polvo poco después de la llegada de la nave al cometa, en agosto de 2014.

La revista Nature ha publicado, el 26 de enero pasado, los primeros resultados de este análisis, efectuado entre agosto y octubre desde una órbita a solo 30 kilómetros de la superficie cometa. Los científicos observaron cómo se fracturaban muchos granos grandes de polvo cuando eran recogidos y dispuestos sobre el platillo del instrumento, normalmente a velocidades bajas (1–10 m/s). Los granos, de al menos 0.05 mm de diámetro, se rompían fácilmente al ser recogidos. Esto indica que están formados por partes no bien cohesionadas. Es más, si hubieran contenido hielo no se habrían roto.

Durante los años en que el cometa estaba más alejado del Sol el polvo permaneció en la superficie; el gas en cambio seguía evaporándose muy poco a poco, procedente del interior del cometa. En la práctica, el núcleo del cometa se estaba “secando”.

Los científicos creen que los granos detectados fueron depositados en la superficie del cometa después de su último perihelio, cuando el gas que escapaba de la superficie ya no lograba arrastrar los granos lejos de la superficie. Ahora, se ha encontrado el material del que proceden las partículas de polvo interplanetario.

Se cree que estos granos recogidos por Rosetta proceden de la capa de polvo que se ha formado en la superficie de Rosetta desde el último acercamiento del cometa al Sol. Esta capa se elimina a medida que la actividad del cometa aumenta de nuevo. Se está estudiando el proceso, y se espera que evolucione a una fase más rica en hielo en los próximos meses.

A medida que el cometa se calienta, el flujo de gases aumenta, y los granos que componen las capas secas de la superficie flotan y forman la coma del cometa. Eventualmente la energía del Sol llegará a ser tan intensa que arrastrará todo este polvo viejo, dejando expuesto material más fresco. De hecho gran parte de la capa de polvo del cometa debe de haberse eliminado ya, y pronto deben verse granos con propiedades muy diferentes.
Las observaciones del polvo próximo al núcleo del cometa son muy importantes para ayudarnos a relacionar lo que ocurre a escalas muy pequeñas con lo que vemos a escala mucho mayores, a medida que el polvo se pierde en la coma y la cola del cometa. Ahora tenemos la oportunidad de ver en tiempo real cómo evoluciona el cometa mientras se acerca al Sol, a lo largo de los próximos meses. 

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Actividad cometaria el 9 de febrero de 2015. Fuente: NavCam

La imagen del 9 de febrero de 2015 de la cámara de navegación de Rosetta fue tomada desde una distancia de 105 km del centro del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko. La imagen tiene una resolución de 8,9 m/pixel y el cuadro tiene 9,1 km de lado. La imagen está procesada para resaltar los detalles de la actividad cometaria.

Fuentes:
ESA- Blog de Rosetta de 28 enero de 2015
ESA- Blog de Rosetta de 9 de febrero de 2015


Los anillos de bronce de Júpiter

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La imagen tomada por la nave Cassini nos muestra a Júpiter desde un punto de vista poco habitual, un espectáculo de anillos rojos, marrones y blancos rodeando al difuso polo Sur.

Las bandas concéntricas multicolor están interrumpidas en varios sitios por importantes sistemas climáticos como la famosa Gran Mancha Roja, visible cerca de la esquina superior izquierda, por caóticas formaciones nubosas y por puntos pálidos. En muchas de estas zonas más claras hay tormentas con una fuerte actividad eléctrica.

El clima en Júpiter es bastante dramático. El eje de este planeta no está tan inclinado como el de la Tierra, por lo que no presenta cambios estacionales significativos, pero cuenta con una densa atmósfera plagada de caóticos sistemas de nubes y de fuertes tormentas. 

Estas nubes, formadas por densas capas de cristales de amoniaco, están estiradas, deformadas y enmarañadas por la fuerte y turbulenta circulación atmosférica de Júpiter, generando vórtices y tormentas huracanadas con vientos de hasta 360 kilómetros por hora. 

La Gran Mancha Roja es en realidad un anticiclón que lleva varios siglos girando violentamente. En un momento llegó a ser tan grande que podría albergar en su interior a varios planetas del tamaño de la Tierra, pero las últimas imágenes del Telescopio Espacial Hubble muestran que se está encogiendo. Podemos encontrar otras tormentas igual de impresionantes tanto en la fría atmósfera superior de Júpiter como en sus capas más bajas y cálidas, entre las que destacan la Gran Mancha Oscura y el Óvalo Blanco BA, apodado cariñosamente como la Pequeña Mancha Roja. 

El polo sur de Júpiter se encuentra justo en el centro de esta imagen, donde aparece como un turbio círculo grisáceo. Esta zona cuenta con menos nivel de detalle porque Cassini tenía que observarla desde un ángulo mucho más oblicuo, atravesando una mayor distancia a través de la neblina atmosférica. 

Este mapa está compuesto por 18 imágenes en color tomadas por la cámara de campo estrecho de la sonda Cassini de la NASA durante su aproximación de los días 11 y 12 de diciembre del año 2000. El nivel de detalle es impresionante: se pueden distinguir formaciones nubosas de apenas 120 kilómetros de diámetro. Cassini también obtuvo un mapa del polo norte del planeta. En 2016, la sonda Juno de la NASA llegará a Júpiter y continuará estudiando la atmósfera del gigante gaseoso. 

La misión Cassini-Huygens, lanzada en 1997 como un proyecto conjunto de la ESA, la NASA y la agencia espacial italiana ASI, pasó cerca de Venus, la Tierra y Júpiter en camino hacia Saturno para estudiar sus anillos y sus lunas. Las observaciones de esta misión nos están ayudando a comprender mucho mejor el sistema de Saturno.

La misión Juice de la ESA pretende hacer algo similar en el sistema de Júpiter. Su lanzamiento está previsto para el año 2022, con lo que llegaría a Júpiter en 2030 para estudiar el planeta y tres de sus lunas: Ganimedes, Calisto y Europa. Se tiene la sospecha de que algunas de ellas podrían albergar océanos líquidos bajo su superficie, pudiendo presentar condiciones favorables para la existencia de vida. Recientemente Juice ha recibido luz verde para pasar a la siguiente fase de desarrollo.

Fuente:
Nota de prensa de ESA de 9 diciembre 2014



Se inicia la construcción de la primera fase del E-ELT

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Ilustración del futuro telescopio E-ELT

El Consejo de ESO, su principal órgano directivo, aprobó la construcción del European Extremely Large Telescope (E-ELT) en dos fases. Se autorizó el gasto de cerca de mil millones de euros para la primera fase, que incluye los costes de construcción de un telescopio plenamente operativo, unido a un conjunto de potentes instrumentos, con el objetivo de lograr su “primera luz” en un plazo de diez años. El E-ELT permitirá enormes avances científicos en los campos de los exoplanetas, las poblaciones estelares de galaxias cercanas y el universo profundo. El mayor contrato jamás suscrito por ESO, que abarcará la cúpula del telescopio y su estructura principal, se adjudicará el año 2015.

El E-ELT será un telescopio óptico infrarrojo con una abertura de 39 metros, situado en Cerro Armazones, en el Desierto de Atacama (Chile), a 20 kilómetros del Very Large Telescope de ESO, en Cerro Paranal.  Será el “ojo más grande del mundo para mirar el cielo”. 

La construcción del E-ELT había sido aprobada por el Consejo de ESO en junio de 2012 bajo la condición de que los contratos que superaran los 2 millones de euros fueran adjudicados solamente una vez que el coste total del telescopio (estimado en el año 2012 en 1083 millones de euros) estuviera financiado en un 90%. Se concedió una excepción para las obras civiles, que comenzaron en junio de 2014 con la ceremonia de voladura de la cima de la montaña (ver “Kiosco” de octubre-noviembre-diciembre 2014), y que han seguido avanzando hasta hoy, en que los trabajos de allanamiento y preparación de la cumbre del Cerro Armazones ya están bastante avanzados.

Por ahora, el 10% de los costes totales del proyecto han sido transferidos a la segunda fase. Con la incorporación de Polonia a ESO, los actuales compromisos de financiación para el E-ELT han alcanzado más del 90% del coste total de la primera fase, que pondrá al E-ELT en condiciones plenamente operativas. Se espera que, en los próximos años, se pueda contar con compromisos  adicionales por parte de Brasil, el próximo estado miembro. Para evitar retrasos en el proyecto, el Consejo de ESO ha decidido comenzar ya con la construcción de la primera fase del telescopio de 39 metros. Las obras financiadas incluyen la cúpula del telescopio y la estructura principal, que serán adjudicados a fines del 2015.

Los componentes del telescopio que aún no cuentan con financiación incluyen partes del sistema de óptica adaptativa, trabajo instrumental, los cinco anillos de segmentos más internos del espejo principal, compuesto por 210 segmentos, y un conjunto adicional de segmentos del espejo primario requeridos para una operación más eficiente del telescopio en el futuro. La construcción de estos componentes, cuya postergación no reducirá los extraordinarios logros científicos que el telescopio podrá obtener al finalizar la primera fase, serán aprobados a medida que se disponga de financiación adicional, incluyendo el que proporcionará Brasil, el próximo estado miembro.

La financiación que ya está comprometida permitirá la construcción de un E-ELT plenamente operativo, que será el más poderoso proyecto de telescopios extremadamente grandes actualmente en planificación, con un área de recolección de luz e instrumentación superiores. Permitirá la caracterización inicial de exoplanetas con masa similar a la Tierra, el estudio de poblaciones estelares en galaxias cercanas, y también observaciones ultra-sensibles del Universo profundo.

Fuente:
Comunicado institucional de ESO: eso1440es, de 4 de Diciembre de 2014



Un misterioso penacho en Marte desconcierta a los científicos

La observación de una nube a gran altitud sobre la superficie de Marte está causando un gran revuelo entre los científicos que estudian la atmósfera del Planeta Rojo.

Varios astrónomos aficionados detectaron una gran estructura que se elevaba desde la superficie del planeta en dos ocasiones, en marzo y en abril de 2012.  Estas formaciones alcanzaban una altitud de más de 250 kilómetros, y en ambas ocasiones aparecieron sobre la misma región del planeta. Hasta la fecha, este tipo de estructuras nunca superaban los 100 kilómetros de altura. 

A 250 kilómetros de altitud la frontera entre la atmósfera y el espacio es muy fina, por lo que fue toda una sorpresa encontrar este tipo de formaciones, según explica Agustín Sánchez-Lavega, de la Universidad del País Vasco (UPV) y autor principal del artículo que presenta estos resultados en la revista Nature.

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Nubes a gran altitud en Marte. La imagen superior muestra la posición del penacho, marcado con un círculo (con el sur arriba). Las otras tomas muestran el cambio de la morfología del penacho a lo largo del tiempo, el 21 de marzo de 2012. Fuente: W. Jaeschke and D. Parker

Estos penachos se formaron en menos de 10 horas, cubriendo un área de 1.000 x 500 kilómetros, y permanecieron visibles durante unos 10 días, cambiando lentamente de forma. 

Ninguna de las misiones en órbita a Marte fue capaz de observar este fenómeno debido a la geometría de sus trayectorias y a las condiciones de iluminación del momento. 

Sin embargo, al estudiar las imágenes de archivo del Telescopio Espacial Hubble del periodo 1995-1999, y las fotografías tomadas por astrónomos aficionados entre los años 2001 y 2014, se descubrió que este tipo de nubes se formaban, de forma ocasional, en el limbo de Marte, aunque normalmente no superaban los 100 kilómetros de altura. 

No obstante, el 17 de mayo de 1997 el Hubble había capturado un penacho extraordinariamente alto, similar a los observados en 2012.
 
Los científicos están intentando averiguar el origen y la composición de estas formaciones utilizando los datos del Hubble y las fotografías tomadas por los astrónomos aficionados.

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Imagen del Telescopio Espacial Hubble, de otro penacho en Marte, captado el 17 de mayo de1997, similar al descubierto en 2012 por astrónomos aficionados. Fuente: JPL/NASA/STScI.

Según Agustín Sánchez-Lavega, una hipótesis que se está discutiendo es que se trata de nubes reflectantes de hielo de agua o de dióxido de carbono, o incluso de partículas de polvo, aunque esto implicaría apartarse considerablemente de los modelos estándar de circulación atmosférica para justificar la formación de nubes a semejante altitud.
 
Otra teoría sugiere que están relacionadas con la actividad de las auroras, y es cierto que se han detectado auroras en esta región en el pasado, ya que en ella el campo magnético del planeta presenta una gran anomalía, según Antonio García Muñoz, investigador en el centro ESTEC de la ESA y coautor de este estudio. 

Todavía no hay un acuerdo sobre el origen y la composición de estos curiosos penachos marcianos, pero será posible estudiarlos mejor gracias al Satélite para el estudio de Gases Traza (TGO), parte de la contribución europea a la misión ExoMars que se lanzará el año 2016.

Fuente:
Nota de prensa de ESA de 17 de febrero de2015


Los océanos se están acidificando, según la misión SMOS, de ESA

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Mapa de alcalinidad de los océanos obtenido por SMOS y otros satélites, promediados entre 2010 y 2014. Fuente: Ifremer/ESA/CNES

SMOS ha descubierto que la química de nuestros océanos está sufriendo importantes cambios. La información sobre la salinidad recogida por la misión SMOS de la ESA se está combinando con otros datos de satélites de observación de la Tierra para estudiar “el otro problema del dióxido de carbono”: la acidificación de los océanos. Esta iniciativa ayudará a los climatólogos y a los biólogos marinos a estudiar mejor la evolución de los océanos.
 
Más de una cuarta parte de las emisiones de dióxido de carbono son absorbidas por los océanos. A primera vista, esto podría parecer una buena forma de contener el calentamiento global, pero tiene serias consecuencias.
 
A medida que aumenta la cantidad de dióxido de carbono disuelta en el agua, ésta se vuelve más ácida y dañina para las formas de vida que habitan los océanos. La acidificación de los océanos podría alterar muchos ecosistemas a lo largo de este siglo, perjudicando a las especies marinas y a la industria pesquera, una fuente básica de alimentos de la que dependen muchas personas. 

Por este motivo, resulta fundamental medir con precisión cómo varía la acidez de los océanos en distintas partes del planeta, ya que estos cambios no son uniformes. Hasta ahora, estos datos sólo se podían tomar desde buques de investigación y a través de experimentos en laboratorio, lo que claramente limitaba la cobertura de los estudios. 

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pH en la superficie de los océanos a partir de datos de SMOS y de datos de temperatura de otros satélites. El mapa muestra las primeras estimaciones de pH obtenidas por este método, que pueden ayudar a los biólogos y climatólogos a estudiar los océanos. Un menor pH (colores azules) significa mayor acidez. Fuente: ESA/R.Sabia.

Los investigadores de la Universidad de Exeter, el Laboratorio Marino de Plymouth, Ifremer, la ESA y un equipo internacional de colaboradores, están desarrollando un nuevo método que permite cuantificar la acidez de los océanos a escala global utilizando los datos tomados por los satélites. 

Al combinar la información sobre la salinidad de los océanos recogida por SMOS con la temperatura de la superficie del mar medida por otros satélites y con otros datos auxiliares, se puede calcular el pH del agua y generar datos de gran precisión que ayudarán a hacer frente al creciente problema de la acidificación de los océanos. 

Así, unificando varias iniciativas independientes, se pueden utilizar los satélites para determinar de forma sistemática el pH del agua en la superficie del mar. Basándose en las medidas de la salinidad realizadas por SMOS, se puede generar de forma rutinaria un nuevo juego de datos de gran valor añadido: un atlas global del pH en la superficie de los océanos.

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Los arrecifes coralinos están entre los ecosistemas amenazados por la acidificación de los océanos. Cuanto más CO2 se disuelva, más ácido se hace el mar. En el próximo siglo, la acidificación del mar puede alterar muchos ecosistemas marinos y pesquerías hasta afectarlos gravemente, poniendo en peligro incluso las fuentes de alimentos básicas para muchos. Fuente: ESA/V. Piazza

Los satélites se están volviendo cada vez más importantes para monitorizar la acidificación de los océanos, especialmente en regiones remotas y de difícil navegación. La integración y fusión por primera vez de distintos tipos de datos para estudiar grandes áreas de nuestro planeta, permitirá identificar de forma fácil y rápida las regiones en las que la creciente acidificación supone un mayor riesgo.
 
Esta investigación, que se está llevando a cabo a través del Elemento de Apoyo a la Ciencia (STSE) del directorado de Observación de la Tierra de la ESA, fue presentada el 17 de febrero en la revista Ciencias Medioambientales y Tecnología. 

Fuente:
Comunicado de prensa de ESA de 18 febrero 2015


Las corrientes oceánicas del satélite GOCE, mucho más precisas

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Corrientes oceánicas, según GOCE, y sus velocidades en cm/s. Durante su último año de funcionamiento, el satélite siguió una órbita mucho más baja para mejorar sus medidas del campo gravitatorio de la Tierra. De ellas se deducen las corrientes marinas, apoyándose también en las medidas de boyas marinas. Fuente: ESA/CNES/CLS

En relación a otra de las misiones de observación de la Tierra y especialmente, del mar, un año después de que el satélite GOCE re-entrara en la atmósfera (octubre de 2013), los científicos han utilizado sus datos para elaborar un mapa de las corrientes marinas. GOCE (satélite de campo gravitatorio y de exploración de circulación oceánica) hizo un mapa de las variaciones de la gravedad terrestre, consiguiendo modelar con extrema precisión el geoide terrestre (la forma teórica del nivel de los océanos en reposo).

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Geoide mostrando el hemisferio centrado en España. Se observan las zonas más altas del Atlántico y polo sur y la depresión del Océano Índico.

Con esas medidas se ha podido confeccionar el mapa de corrientes oceánicas más preciso hasta ahora. Ésta es una segunda entrega, mucho más precisa de los primeros resultados de octubre de 2013, y que ya recogimos hace más de un año en el Kiosco del Astrónomo de enero-febrero-marzo de 2014.

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Topografía dinámica media, con escala de medida en centímetros. Los colores azules en la versión en color, (paralelo -60º) muestran zonas por debajo del geoide y los amarillos y rojos (índico, Pacífico y Atlántico) por encima del geoide. Fuente: ESA/CNES/CLS

Para ello, se restaron los datos del geoide de la superficie media del mar, medida durante 20 años con distintos satélites incluyendo el ENVISAT de la ESA. Los resultados muestran la topografía media dinámica de la superficie marina, con las zonas por encima y por debajo de los niveles promedio del agua. Basados en esta información, se calcularon y validaron las velocidades utilizando boyas in-situ.

Todos estos datos, que serán utilizados en el sistema de monitorización y predicción de las condiciones oceánicas a partir de ahora, son solo una parte de todos los resultados de GOCE.

Fuente:
Comunicado de ESA-GOCE, 25 de noviembre de 2014


Cuasares alineados a lo largo de miles de millones de años-luz

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Nuevas observaciones del telescopio VLT (Very Large Telescope) de ESO, en Chile, han revelado la existencia de alineaciones de las estructuras más grandes jamás descubiertas en el universo. Un equipo europeo de investigación ha descubierto que los ejes de rotación de los agujeros negros centrales supermasivos de una gran muestra de cuásares, son paralelos entre sí, aunque los separan miles de millones de años-luz. El equipo también ha desvelado que los ejes de rotación de estos cuásares tienden a alinearse con las vastas estructuras de la red cósmica en la que residen.

Los cuásares son galaxias con agujeros negros supermasivos muy activos en sus centros. Estos agujeros negros están rodeados por discos de material extremadamente caliente que giran, por lo que a menudo expulsan parte de ese material en forma de largos chorros a lo largo de los ejes de rotación de su giro. Los cuásares pueden brillar más que todas las estrellas del resto de las galaxias juntas.

El equipo liderado por Damien Hutsemékers, de la Universidad de Lieja (Bélgica), utilizó el instrumento FORS, instalado en el VLT, para estudiar 93 cuásares de los cuales se sabía que formaban grandes agrupaciones repartidas a lo largo de miles de millones de años luz, en un momento en el que el universo tenía alrededor de un tercio de su edad actual.

La primera cosa extraña que encontraron fue que algunos de los ejes de rotación de los quásares estaban alineados unos con respecto a otros, a pesar de que estos cuásares están separados por miles de millones de años luz.

El equipo fue más allá y estudió si los ejes de rotación estaban vinculados, no sólo a los demás, sino también a la estructura del universo a gran escala en aquel momento.
Cuando los astrónomos observan la distribución de las galaxias en escalas de miles de millones de años luz, ven que no están distribuidas uniformemente. Forman una red cósmica de filamentos y cúmulos alrededor de enormes espacios vacíos donde escasean las galaxias. Esta intrigante y hermosa composición de material se conoce como estructura a gran escala del universo.

Ahora, los nuevos resultados del VLT indican que los ejes de rotación de los cuásares tienden a ser paralelos a las estructuras a gran escala en las que se encuentran. Así que, si los quásares están en un filamento largo, los giros de los agujeros negros centrales apuntarán a lo largo del filamento. Los investigadores estiman que la probabilidad de que estas alineaciones sean simplemente fruto de la casualidad es de menos del 1%.

Resulta que la correlación entre la orientación de los cuásares y la estructura a la que pertenecen es una importante predicción de modelos numéricos de evolución de nuestro universo. Los datos proporcionan la confirmación de la primera observación de este efecto, a escala mucho mayor que lo que había sido observado hasta la fecha para las galaxias normales.

El equipo investigador no podía ver directamente, ni los ejes de rotación, ni los chorros de los cuásares. En su lugar, se midió la polarización de la luz de cada cuásar y, para 19 de ellos, encontraron una señal significativamente polarizada. La dirección de esta polarización, combinada con otra información, pudo utilizarse para deducir el ángulo del disco de acreción y, por lo tanto, la dirección del eje de giro del cuásar.

Las alineaciones, en escalas incluso más grandes que las predicciones actuales de las simulaciones, pueden ser un indicio de que hay un ingrediente que falta en nuestros modelos actuales del cosmos.

Este trabajo de investigación se ha presentado en el artículo titulado “Alignment of quasar polarizations with large-scale structures“, por D. Hutsemékers et al., que aparece en la revista Astronomy & Astrophysics del 19 de noviembre de 2014.

Fuente:
Comunicado de prensa de ESO: eso1438 de 19 de Noviembre de 2014



El asteroide que se acercó a la Tierra en enero, tenía una luna; y el planeta enano Ceres muestra su punto brillante.

Los científicos que trabajan con la antena Deep Space Network de 70 metros de la NASA en Goldstone, California, han hecho públicas las primeras imágenes de radar del asteroide 2004 BL86. Las imágenes muestran que el asteroide, que hizo su máximo acercamiento el 26 de enero de 2015, a una distancia de aproximadamente 1,2 millones de kilómetros, (el triple de la distancia de la Tierra a la luna),tiene su propia luna.

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Imagen de radar del asteroide 2004 BL86 y su luna, en su acercamiento a la Tierra el 26 de enero de 2015. Fuente: NASA

Las 20 imágenes individuales que se utilizaron para confeccionar el vídeo (accesible en su página web) de sus movimientos relativos fueron generadas a partir de datos reunidos en Goldstone el 26 de enero de 2015. Dichas imágenes muestran que el cuerpo primario mide aproximadamente 325 metros de diámetro y que tiene una pequeña luna que mide aproximadamente 70 metros de diámetro. En el ambiente cercano a la Tierra, alrededor del 16 por ciento de los asteroides que miden aproximadamente 200 metros o más, son sistemas binarios (es decir, el asteroide primario con una luna más pequeña que lo orbita) o incluso sistemas triples (con dos lunas). La resolución de las imágenes de radar es 4 metros por píxel.

La trayectoria del asteroide 2004 BL86 es conocida. El sobrevuelo que tuvo lugar el 26 de enero fue el máximo acercamiento a la Tierra que realizará el asteroide durante, al menos, los próximos dos siglos. También es el acercamiento más cercano a la Tierra que hará un asteroide conocido de este tamaño, hasta que el asteroide 1999 AN10 roce nuestro planeta en el año 2027.

El asteroide 2004 BL86 fue descubierto el 30 de enero de 2004 por el Programa Lincoln de Investigación y Seguimiento de Asteroides Cercanos a la Tierra (Lincoln Near-Earth Asteroid Research o LINEAR, por su acrónimo en idioma inglés), en Arenas Blancas, Nuevo México.

El radar es una técnica muy potente para estudiar el tamaño de un asteroide, así como su forma, su estado de rotación, las características y la rugosidad de la superficie, y para mejorar el cálculo de las órbitas de los asteroides. Las mediciones de las distancias y velocidades de los asteroides, que se realizan mediante radar, con frecuencia permiten calcular las órbitas de los asteroides con mayor antelación que si las observaciones mediante radar no fueran posibles.

La NASA otorga una alta prioridad al seguimiento de los asteroides y a la protección de nuestro planeta de estos objetos espaciales. De hecho, Estados Unidos tiene el programa de exploración y detección más sólido y productivo destinado a descubrir objetos cercanos a la Tierra (near-Earth objects o NEOs). Hasta la fecha, los instrumentos estadounidenses han descubierto más del 98% de los NEO que se conocen.

Además de los recursos que la NASA aporta para el conocimiento de los asteroides, esta agencia espacial también se asocia con otras agencias gubernamentales de Estados Unidos, así como con astrónomos de universidades e institutos de ciencias espaciales del país, a menudo mediante subvenciones, transferencias entre las agencias y otros contactos de la NASA, y también lo hace con agencias e instituciones espaciales internacionales que están investigando estos objetos para entenderlos mejor.

Los científicos de Goldstone que observan 2004 BL86 forma parte de un equipo de astrónomos de todo el mundo que han estado estudiando el asteroide. Las observaciones espectroscópicas de 2004 BL86 que llevó a cabo Vishnu Reddy, un científico e investigador del Instituto de Ciencias Planetarias, ubicado en Tucson, usando las Instalaciones del Telescopio Infrarrojo de la NASA, en Mauna Kea, Hawai, indican que la firma espectral del asteroide es similar a la del masivo asteroide Vesta. Ubicado en el corazón del cinturón de asteroides principal del Sistema Solar, el asteroide Vesta fue el destino reciente de la misión Dawn de la NASA, que ahora se encuentra llegando a Ceres, el mundo helado.

Si todo va bien, el viernes 6 de marzo la nave Dawn entrará en órbita del planeta enano Ceres para su estudio, de la misma forma que en 2011 y 2012 estuvo estudiando Vesta durante 14 meses.

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Imagen tomada por Dawn de Ceres el 19 de febrero, desde una distancia de 46.000 km. Muestra el punto brillante de Ceres desdoblado en dos. Fuente: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA

Fuentes:
Noticias de Ciencia NASA de 28 enero de 2015
Noticias de Ciencia NASA de 4 de febrero de 2015


Joyas cósmicas: Las fauces de la bestia

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Dentro de su colección “Joyas Cósmicas”, ESO presenta esta imagen del VLT (Very Large Telescope), mostrando como si fuera la boca abierta de una gigantesca criatura celeste, el glóbulo cometario CG4 que brilla amenazante. Aunque en la fotografía parece grande y brillante, en realidad se trata de una nebulosa débil, lo cual dificulta su localización por parte de los astrónomos aficionados. La naturaleza exacta de CG4 sigue siendo un misterio.

En 1976, varios objetos alargados parecidos a cometas, fueron descubiertos en fotografías tomadas desde Australia con el telescopio británico UK Schmidt Telescope. Debido a su aspecto, fueron denominados glóbulos cometarios, aunque no tienen nada en común con los cometas. Todos fueron localizados en una enorme mancha de gas brillante llamada nebulosa Gum. Tenían cabezas densas, oscuras y polvorientas y colas largas y débiles que, generalmente, apuntaban hacia el remanente de la supernova de Vela, situado en el centro de la nebulosa Gum. Aunque estos objetos están relativamente cerca, a los astrónomos les llevó mucho tiempo encontrarlos, ya que su resplandor es muy débil y, por lo tanto, son difíciles de detectar.

El objeto que se muestra en esta nueva imagen, CG4, conocido a veces como “la mano de Dios”, es uno de estos glóbulos cometarios. Se encuentra a unos 1.300 años-luz de la Tierra, en la constelación de Puppis.

La cabeza de CG4, que es la parte visible en esta imagen y se asemeja a la cabeza de una gigantesca bestia, tiene un diámetro de 1,5 años-luz. La cola del glóbulo, que se extiende hacia abajo y no es visible en la imagen, tiene ocho años-luz de largo. Para estándares astronómicos, es una nube pequeña.

El tamaño relativamente pequeño es una característica general de los glóbulos cometarios. Todos los glóbulos cometarios encontrados hasta ahora son nubes aisladas, relativamente pequeñas, de gas neutro y polvo, situados dentro de la Vía Láctea y rodeados por material caliente ionizado.

La parte de la cabeza de CG4 es una espesa nube de gas y polvo, visible porque está iluminada por la luz de estrellas cercanas. La radiación emitida por estas estrellas está destruyendo, de forma gradual, la cabeza del glóbulo y lanzando lejos las minúsculas partículas que dispersan la luz de las estrellas. Sin embargo, la nube polvorienta de CG4 todavía contiene suficiente gas como para fabricar varias estrellas del tamaño de nuestro Sol y, de hecho, CG4 está formando nuevas estrellas, un hecho tal vez desencadenado por la radiación de las estrellas que alimentan la nebulosa Gum.

El motivo por el que CG4 y otros glóbulos cometarios tienen una forma distinta sigue siendo un tema de debate entre los astrónomos y se han desarrollado dos teorías. Los glóbulos cometarios pudieron ser, en su origen, nebulosas esféricas cuya formación fue interrumpida, adquiriendo su nueva y extraña forma debido a los efectos de una explosión de supernova cercana.

Otros astrónomos sugieren que los glóbulos cometarios adquieren esa forma debido a los vientos estelares y a la radiación ionizante proveniente de las calientes estrellas masivas de tipo OB. Estos efectos podrían, primero, generar las extrañas formaciones, apropiadamente bautizadas como trompas de elefante y, posteriormente, los glóbulos cometarios.

Para saber más, los astrónomos necesitan averiguar la masa, densidad, temperatura y velocidades del material que se encuentra en los glóbulos. Esto puede determinarse midiendo las líneas espectrales moleculares, más fácilmente detectables en longitudes de onda milimétricas, las longitudes de onda en las que operan telescopios como ALMA.

Esta imagen proviene del programa Joyas cósmicas de ESO, una iniciativa de divulgación que pretende producir imágenes de objetos interesantes, enigmáticos o visualmente atractivos utilizando telescopios de ESO, con un fin educativo y divulgativo. El programa hace uso de tiempo de telescopio que no puede utilizarse para observaciones científicas. Todos los datos obtenidos también están disponibles para posibles aplicaciones científicas y se ponen a disposición de los astrónomos a través de los archivos científicos de ESO.

NOTA: Tanto en ésta como las otras noticias de ESO, las traducciones de las notas de prensa las llevan a cabo miembros de la Red de Divulgación de la Ciencia de ESO (ESON por sus siglas en inglés), que incluye a expertos en divulgación y comunicadores científicos de todos los países miembros de ESO y de otras naciones. El nodo español de la red ESON está representado por J. Miguel Mas Hesse y Natalia Ruiz Zelmanovitch.

Fuente:
Fotonoticia del Programa “Joyas cósmicas” de ESO, eso1503es: Las fauces de la bestia de 28 de Enero de 2015



La nave New Horizons fotografía Plutón y Caronte

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La imagen de Plutón y su luna Caronte tomada por la nave espacial New Horizons tuvo que ser ampliada cuatro veces para hacer más fácilmente visibles los objetos. En los meses siguientes los tamaños aparentes de Plutón y Caronte, así como la separación entre ellos, seguirán expandiéndose en las imágenes. Fuente: NASA / JHU APL / SwRI.

La nave espacial New Horizons de la NASA envió sus nuevas imágenes de Plutón el 4 de febrero, mientras la sonda se acercaba al planeta enano. Aunque todavía es sólo un punto junto con su luna más grande, Caronte, las imágenes llegan en el aniversario número 109 del nacimiento de Clyde Tombaugh, quien descubrió el mundo helado distante en 1930.

New Horizons estaba a casi 203 millones kilómetros de distancia de Plutón cuando comenzó a tomar imágenes. Las nuevas imágenes, tomadas el 25 de enero y el 27 de enero, con la cámara telescópica de Reconocimiento de Largo Alcance (LORRI), son las primeras adquiridas durante la aproximación de la nave espacial al sistema de Plutón, que culminará con un sobrevuelo cercano a Plutón y sus lunas el 14 de julio de 2015.

Este es un homenaje de cumpleaños al Profesor Tombaugh, en honor de su descubrimiento y de la vida y logros. Plutón aparece en estas imágenes de Plutón claramente más brillante y más cercano que en las que tomó New Horizons en julio pasado, desde el doble de esta distancia.

En los próximos meses, LORRI tomará cientos de imágenes de Plutón sobre el fondo estrellado, para perfeccionar las estimaciones de distancia al paneta enano. Al igual que en estas primeras imágenes, el sistema de Plutón no aparecerá más que como un par de puntos brillantes en el campo de la cámara hasta finales de la primavera. Sin embargo, los responsables de navegación de la misión aún pueden usar esas imágenes para calcular las maniobras de corrección del motor para dirigir la nave espacial de forma más precisa. La primera de estas maniobras basada en estas imágenes de navegación óptica (OpNavs), estaba programada para el 10 de marzo.

Las nuevas imágenes de LORRI también demuestran que el rendimiento de la cámara no se ha modificado desde que se puso en marcha, hace más de nueve años. Acercándose a Plutón a casi de 31.000 km/h, New Horizons ya ha cubierto casi 2.000 millones de km desde que se lanzó el 19 de enero de 2006. Su viaje ha sobrepasado las órbitas de los planetas, desde Marte a Neptuno, en un tiempo récord, y ahora se encuentra en la primera etapa de un encuentro con Plutón, que incluye imágenes de larga distancia, así como del polvo, partículas energéticas y las mediciones de viento solar para caracterizar el ambiente espacial cerca de Plutón.

Uno de los objetivos de esta misión de la NASA es obtener imágenes de mayor resolución que las logradas por cualquier misión planetaria anterior, para trazar un mapa de Plutón y sus lunas.

Fuente:
Nota de prensa de NASA-New Horizons de 4 de febrero de 2015



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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1 Comentario

  1. Dr. Thriller:

    Un pedazo de resumen. Lo de los cuásares es para erizar el cabello. A Halton Arp le hubiera gustado verlo, no tengo dudas.

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