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.

Mientras Rosetta sigue obteniendo datos del cometa en su acercamiento al Sol, especialmente la cantidad y la composición de los productos sublimados, resulta que gracias a los inesperados rebotes de Philae sobre la superficie se ha podido determinar que el núcleo no es magnético.

Al contrario, lo que sí presenta grandes campos magnéticos son los agujeros negros, según observaciones de ALMA. El estudio de campos magnéticos se está teniendo ya muy en cuenta y es cada vez más importante para explicar ciertos fenómenos que observamos en el universo.

Otros estudios que están aumentando en importancia son los que se realizan intentando detectar materia oscura y parece que empiezan a dar frutos.

También se ha descubierto que el halo de la Galaxia de Andrómeda es gigantesco, y que podría haber llegado a tocar el de nuestra Vía Láctea si su halo fuera similar.

La nave New Horizons y sus instrumentos de observación. Fuente: NASA.

Quizá la noticia mas presente en los medios en los próximos meses será la llegada de la nave New Horizons a Plutón. Ahora ya está empezando a observar de cerca sus lunas más pequeñas. El sobrevuelo está previsto para el 14 de julio de 2015.

De todos ellos hablaremos en esta colección de artículos de actualidad en el trimestre.




ALMA detecta moléculas complejas en un sistema extrasolar

Ilustración del disco protoplanetario que rodea a la joven estrella MWC 480. ALMA ha detectado cianuro de metilo, una molécula orgánica compleja, en los confines del disco, en la región donde se cree que se forman los cometas. Esta sería una prueba más de que la química orgánica compleja, así como las condiciones iniciales necesarias para la vida, son universales. Fuente: B. Saxton (NRAO/AUI/NSF).

Por primera vez, un equipo de astrónomos ha detectado la presencia de moléculas orgánicas complejas (los componentes esenciales para la construcción de la vida) en un disco protoplanetario alrededor de una estrella joven. El descubrimiento, hecho con observaciones de ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), reafirma que las condiciones que dieron lugar al nacimiento de la Tierra y el Sol no son únicas en el universo. Los resultados se publican en la revista Nature del 09 de abril de 2015.

Las nuevas observaciones de ALMA revelan que el disco protoplanetario que rodea a la joven estrella MWC 480 contiene grandes cantidades de cianuro de metilo (CH3CN), una molécula compleja basada en el carbono. Hay suficiente cianuro de metilo alrededor de MWC 480 como para llenar todos los océanos de la Tierra. Esta estrella solo tiene un millón de años. En comparación, el Sol tiene más de 4.000 millones de años. El nombre MWC 480 se refiere al Catálogo del Monte Wilson de estrellas de tipo B y A con líneas de hidrógeno brillantes en sus espectros.

Tanto esta molécula como su pariente más simple, el ácido cianhídrico (HCN), fueron encontradas en los fríos confines del disco recién formado de la estrella, en una región que los astrónomos creen que es análoga a la del cinturón de Kuiper, el reino de los planetesimales helados y de los cometas en nuestro propio sistema solar, más allá de Neptuno.

Los cometas conservan, desde el periodo en que se formaron los planetas, la información original de la química temprana del Sistema Solar. Se cree que los cometas y los asteroides del sistema solar exterior enriquecieron al joven planeta Tierra con agua y moléculas orgánicas, ayudando a preparar la etapa en la que se desarrollaría la vida primigenia.

La estrella MWC 480, que tiene aproximadamente dos veces la masa del Sol, está a unos 455 años-luz, en la región de formación estelar de Tauro. Su disco circundante está en las primeras etapas de desarrollo, es decir, recientemente ha empezado a condensarse a partir de una fría y oscura nebulosa de gas y polvo. Estudios llevados a cabo con ALMA y otros telescopios han llegado a detectar signos evidentes de formación planetaria en este disco, aunque observaciones de mayor resolución podrían revelar estructuras similares a las de HL Tauri, que es de una edad similar.

Desde hace un tiempo, los astrónomos saben que las oscuras y frías nubes interestelares son eficientes fábricas de moléculas orgánicas complejas, incluyendo el grupo de moléculas conocidas como cianuros. Los cianuros y, especialmente, el cianuro de metilo, son importantes porque contienen enlaces carbono–nitrógeno: estos enlaces son esenciales para la formación de los aminoácidos, son la base para la creación de las proteínas y constituyen los componentes esenciales para la construcción de la vida.

Sin embargo, hasta ahora no estaba muy claro si estas mismas moléculas orgánicas complejas se forman y sobreviven de forma habitual en el ambiente energético de un sistema solar recién conformado, donde los choques y la radiación pueden romper fácilmente los enlaces químicos.

Gracias a la notable capacidad de ALMA, los astrónomos han podido comprobar, en las últimas observaciones, que estas moléculas no sólo sobreviven, sino que prosperan. Y lo más importante: las moléculas detectadas por ALMA son mucho más abundantes que las halladas en las nubes interestelares. Esto revela a los astrónomos que los discos protoplanetarios son muy eficientes en la formación de moléculas orgánicas complejas y que son capaces de formarlas en escalas de tiempo relativamente cortas.

Esta rápida formación es esencial para dejar atrás las fuerzas que, de lo contrario, destruirían las moléculas. Además, estas moléculas fueron detectadas en una parte relativamente tranquila del disco, a una distancia de, aproximadamente, entre 4.500 y 15.000 millones de kilómetros de la estrella central. Aunque para los estándares del Sistema Solar parezca una distancia muy grande, en dimensiones a escala con respecto a MWC 480, equivaldría a la zona de formación de cometas.

Dado que este sistema continúa evolucionando, los astrónomos especulan que es probable que las moléculas orgánicas, protegidas y a salvo en el interior de cometas y otros cuerpos helados, sean transportadas a entornos más enriquecedores para la vida.

El artículo completo está publicado en la revista Nature del 09 de abril de 2015.

Fuente:
Comunicado científico de ESO eso1513es, de 8 de Abril de 2015.




Herschel y Planck hallan la pista que faltaba para explicar la formación de cúmulos de galaxias

Imagen de cielo completo a longitud de onda submilimétrica (545 GHz). La banda que la cruza horizontalmente corresponde al polvo de nuestra Vía Láctea. Los puntos negros marcan la posición de los candidatos a proto-cúmulos identificados por Planck y posteriormente observados con Herschel. Las imágenes de alrededor son observaciones del instrumento SPIRE de Herschel: los contornos representan la densidad de las galaxias. Fuente: ESA and the Planck Collaboration/ H. Dole, D. Guéry & G. Hurier, IAS/University Paris-Sud/CNRS/CNES.

Las galaxias como la nuestra, con cientos de miles de millones de estrellas no suelen estar solas; muchas forman cúmulos de decenas, centenas o miles de galaxias. Sin embargo, estos cúmulos no han existido siempre, y una cuestión fundamental de la cosmología actual es saber cuándo se formaron esas estructuras tan grandes.

Si se averiguara cuándo, tendríamos una clave más en el proceso de evolución de galaxias y en el papel desarrollado por la materia oscura en su formación.

Ahora, usando las capacidades combinadas de Herschel y Planck, los astrónomos han hallado objetos en el universo lejano tal como era 3.000 millones de años después de su nacimiento, que podrían ser los precursores de los cúmulos de galaxias que hoy vemos a nuestro alrededor.

El objetivo de la misión Planck era generar un mapa de alta precisión del fondo cósmico de microondas, la radiación “fósil” del Big Bang. Para ello, este satélite escaneó todo el firmamento en nueve frecuencias diferentes, desde el infrarrojo lejano a las ondas de radio, y aisló las interferencias provocadas por las galaxias y los objetos que se encontraban en primer plano. Sin embargo, las emisiones de estas fuentes en primer plano pueden ser de gran importancia para otros campos de la astronomía, y fue precisamente en los datos recogidos por Planck en las longitudes de onda más cortas donde los astrónomos han descubierto 234 fuentes brillantes cuyas características sugieren que se encontraban en el remoto universo primitivo.

Herschel observó estos mismos objetos en las longitudes de onda que van desde el infrarrojo lejano a las ondas submilimétricas, con mucha más sensibilidad y resolución angular que Planck. Herschel desveló que la gran mayoría de las fuentes descubiertas por Planck concordaban con densas concentraciones de galaxias en el Universo primitivo, y que además presentaban una intensa actividad de formación de estrellas.

Cada una de estas jóvenes galaxias estaba convirtiendo sus depósitos de polvo y gas en nuevas estrellas, a un ritmo de entre unos cientos y 1.500 masas solares anuales. En comparación, la tasa media de producción de estrellas en la Vía Láctea actual es de una masa como la de nuestro Sol cada año. Aunque los astrónomos todavía no hayan determinado de forma concluyente las edades y las luminosidades de muchas de estas concentraciones remotas de galaxias, hasta la fecha constituyen las mejores candidatas a “protocúmulos”, los precursores de los grandes cúmulos de galaxias maduras que pueblan el Universo actual.

Ya se habían encontrado indicios de la existencia de este tipo de objetos en los datos de Herschel y de otros telescopios, pero la capacidad de Planck para escanear todo el firmamento ha revelado muchos más candidatos para este estudio publicado el 1 de abril de 2015 en Astronomy & Astrophysics. Sus autores creen que todavía tenemos mucho que aprender sobre esta nueva población, lo que requerirá seguir estudiándola con otros instrumentos, pero piensan que es el eslabón perdido en la formación de las estructuras cosmológicas.

Fuente:
Comunicado científico de ESA de 31 de marzo de 2015.




La formación de la Luna y su similitud con la Tierra

La mayor parte de las características del sistema Tierra-Luna puede explicarse mediante una colisión entre la Tierra, en estado de acreción ya evolucionado, y un planeta embrionario.

Mediante simulaciones en ordenador, se ha deducido que el material que se agrega en el proceso para formar la Luna procede de ese planeta que impacta. Por otro lado, el análisis isotópico de Tierra y Luna atribuye a ambos cuerpos materiales bastante similares. Otros cuerpos del sistema solar son de composición diferente, por lo que hasta ahora no era fácil explicar cómo pudo llegar a colisionar con la proto-Tierra un planeta de sus mismas características.

En algún momento, en los primeros 150 millones de años tras la formación de nuestro Sistema Solar, un cuerpo planetario gigante, casi del tamaño de Marte, golpeó y se fundió con la proto-Tierra, lo que provocó la expulsión de una gigantesca nube de rocas y otros restos.

Gran parte de la simulaciones numéricas señalan que la mayor cantidad del material que formó la Luna procedería de la fusión de los residuos contenidos en la nube generada por ese impacto.

Sin embargo, muestras de roca de la Luna recogidas por la misión Apolo revelan que su composición es similar a la del manto terrestre, lo que ha supuesto un serio reto al modelo de formación de la Luna, teniendo en cuenta, además, que otros cuerpos planetarios en el sistema solar tienen composiciones muy diferentes.

Los astrónomos autores del estudio simularon colisiones entre protoplanetas (pequeños cuerpos celestes considerados embriones planetarios) y compararon la composición de cada planeta que sobrevivió al impacto, con la del cuerpo que chocó contra él.

El resultado de esas simulaciones fue que del 20% al 40% de los cuerpos que impactaron tenían una composición similar a los planetas con los que colisionaron, y podrían explicar la composición de la Luna. Estos casos corresponden a cuerpos formados en la misma zona del disco proto-planetario y tendrían similares composiciones y órbitas cercanas, según un artículo publicado el 8 de abril por la revista “Nature”.

El artículo señala que combinando los resultados de las simulaciones se puede deducir que el cuerpo celeste que colisionó contra la Tierra debía tener una composición similar a la de nuestro planeta, y puede explicar las similitudes de composición entre la Tierra y la Luna y por qué su composición es diferente de las de otros planetas del Sistema Solar.

“Nature” publica además otros dos artículos que aportan evidencias en favor de la teoría de que tras el impacto gigante que formó la Luna, tanto a ésta como a la Tierra se les añadió «una última capa» de materiales.

Las últimas mediciones de los isótopos de tungsteno de la Tierra y la Luna han mostrado diferencias en su composición, que proporcionan información sobre la historia temprana del sistema formado por nuestro planeta y su satélite y que pueden afectar a los modelos de formación de la Luna.

La corteza y el manto terrestre tiene un exceso de elementos afines al hierro, como el tungsteno, lo que ha dado lugar a teorizar que estos elementos proceden en su mayoría de «una última capa» de materiales que se acumularon después del impacto gigante en el que se formó la Luna.

Si esta teoría es cierta, cabría esperar que la Tierra y su satélite tuvieran composiciones diferentes de tungsteno, pero no se habían podido detectar hasta ahora. Ahora, los dos estudios publicados en “Nature” por investigadores de las universidades de Lyon (Francia) y Münster (Alemania), respectivamente, señalan que en el tungsteno de la Luna hay un exceso de isótopo 182W si se compara con el que existe en el actual manto terrestre.

Fuente:
Nature News, 8 de abril de 2015




Astrofísicos de la Complutense descubren una galaxia oscura cerca de la Vía Láctea

La galaxia enana d1, cerca de la NGC6503 (arriba a la derecha). Las imágenes de NG6503- d1 son una combinación de falso color en el rango visible (arriba a la izquierda); en el visible tomada con la Suprime-Cam (abajo a la izquierda); en el ultravioleta, con el satélite GALEX de la NASA (abajo en el centro); y la emisión del gas caliente, con la Suprime-Cam (abajo a la derecha). Fuente: UCM

A unos 17 millones de años-luz, en Draco y relativamente cerca de la Vía Láctea, se sitúa la galaxia NGC6503-d1, que acaba de ser localizada por un equipo internacional en el que participa la Universidad Complutense de Madrid (UCM). Su principal característica es su baja luminosidad; 10.000 veces menos brillante que la nuestra, tal como explica Armando Gil de Paz, investigador del departamento de Astrofísica y Ciencias de la Atmósfera de la UCM y coautor del estudio.

Además de la poca luz que emite, esta se encuentra bastante extendida, lo que dificulta su localización. El hallazgo ha sido posible gracias a la cámara Suprime-Cam del telescopio japonés Subaru, el más potente para tomar imágenes del cielo profundo.

El brillo en sus partes centrales (las más luminosas) es tan bajo que está por debajo del valor usado para definir el límite exterior de las galaxias normales. Podríamos tenerla sobre la Vía Láctea y no sería perceptible a simple vista.

Su descubrimiento, publicado en The Astrophysical Journal Letters, ha sido casual ya que los científicos lo que querían en un principio era llegar hasta las partes más alejadas del centro de la galaxia NGC6503, situada muy cerca de donde han encontrado la nueva.

Las observaciones revelan que la galaxia cuenta con estrellas de muy diferentes edades. Sin embargo, tiene tan poca luminosidad que la masa estelar es muy baja, lo que hace que solo veamos 300 en las imágenes obtenidas.

Tampoco se observan apenas rastros de formación estelar, lo que se conoce como “cuna de estrellas”. Según los autores, la emisión de gas caliente es tan débil que podría estar siendo calentado por una única estrella, que se estaría gestando.

Esta escasa actividad reciente de formación estelar podría deberse a que se ha acercado peligrosamente a su compañera luminosa NGC6503, que la habría privado de parte del gas necesario para formar nuevos objetos.

Para poder localizar un mayor número de estas galaxias tan huidizas, los científicos de la UCM han empezado a usar la nueva cámara Hyper Suprime-Cam del telescopio Subaru, con un campo de visión seis veces mayor que la Suprime-Cam.

Aunque los modelos teóricos predicen la existencia de un gran número de galaxias de bajo brillo como la que han localizado, hasta el momento se han hallado muy pocas, cincuenta veces menos de las predichas. Es posible que la mayor parte sean incluso más débiles que la recientemente descubierta y que esta sea simplemente “la punta del iceberg” de una numerosa población de galaxias enanas aún por descubrir; por eso es importante llevar a cabo estudios de imagen ultra-profunda.

Con el mismo objetivo, el grupo de Astrofísica Extragaláctica e Instrumentación Astronómica de la UCM, al que pertenece Gil de Paz, trabaja dentro de un consorcio internacional en el proyecto MESSIER, un satélite propuesto como misión conjunta entre la Agencia Espacial Europea (ESA) y la Academia China de Ciencias (CAS).

En este estudio ha participado también la Universidad Stony Brook (EEUU), el Observatorio Astronómico Nacional de Japón, el Laboratorio de Astrofísica de Marsella (Francia), el Observatorio Nacional de Radio Astronomía (EEUU), Carnegie Institution for Science (EEUU) y la Universidad Johns Hopkins (EEUU).

Fuente:
The Astrophysical Journal Letters, preprint de 5 abril 2015




El telescopio VLT puede haber captado interacciones entre materia oscura

Esta imagen del Telescopio Espacial Hubble muestra parte del cúmulo de Abell 3827. Las estructuras azul pálido que rodean las galaxias centrales son imágenes amplificadas por lentes gravitacionales de una galaxia mucho más lejana. La distribución de materia oscura en el cúmulo está marcada con líneas de contorno blancas. La concentración de materia oscura de la izquierda está muy desplazada de la posición de la galaxia, lo que puede implicar que están ocurriendo interacciones materia oscura – materia oscura. Fuente: ESO/R. Massey modificada para esta edición.

Por primera vez, podría haberse observado materia oscura interactuando con otra materia oscura de un modo distinto al que genera la propia fuerza de la gravedad. Observando galaxias en colisión con el VLT (Very Large Telescope) de ESO y con el Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA, se han captado los primeros indicios sobre la naturaleza de este misterioso componente del universo.

Utilizando el instrumento MUSE, instalado en el VLT de ESO (Chile), junto con imágenes el telescopio espacial Hubble, un equipo de astrónomos ha estudiado la colisión simultánea de cuatro galaxias en el cúmulo de galaxias Abell 3827. El equipo ha sido capaz de determinar en qué partes del interior del sistema se encuentra la materia y ha podido comparar la distribución de la materia oscura con las posiciones de las galaxias luminosas.

Aunque la materia oscura no puede verse, el equipo fue capaz de deducir su ubicación debido al efecto distorsionador que ejerce su masa en la luz de las galaxias del fondo, una técnica llamada de lentes gravitacionales. La colisión ocurrió frente a una quinta galaxia de fondo, cuya luz tuvo que viajar a través de esa colisión en el cúmulo para llegar a la Tierra. La masa del cúmulo distorsionó violentamente el espacio-tiempo, desviando la trayectoria de la luz proveniente de la galaxia lejana.

Actualmente sabemos que todas las galaxias existen dentro de cúmulos de materia oscura. Sin el efecto vinculante de la gravedad de la materia oscura, las galaxias como la Vía Láctea se disgregarían al girar. Como esto no ocurre, debe haber un 85 % más de masa invisible en el universo que llamamos materia oscura, de la que su verdadera naturaleza sigue siendo un misterio.

En este estudio, los investigadores observaron las cuatro galaxias en colisión y descubrieron que un cúmulo de materia oscura parecía quedarse a la zaga de la galaxia a la que rodeaba. De hecho, actualmente la materia oscura está detrás de la galaxia, a una distancia de 5.000 años-luz.

Se predice que, durante las colisiones, puede existir un desfase entre la materia oscura y su galaxia asociada si la materia oscura interacciona consigo misma, incluso si es muy levemente, a través de fuerzas diferentes de la gravedad. Nunca antes se había observado materia oscura interaccionando de alguna manera que no fuera por medio de la fuerza de la gravedad.

Respecto a su posible origen, las simulaciones muestran que la fricción adicional generada por la colisión frenaría la materia oscura, haciendo que fuese más despacio. Se desconoce la naturaleza de esa interacción; puede ser causada por efectos bien conocidos o por alguna fuerza exótica desconocida. Todo lo que puede decirse en este momento es que no se trata de la gravedad.

El autor principal, Richard Massey (Universidad de Durham), explica: «Solíamos pensar que la materia oscura simplemente está ahí, ocupándose de sus cosas, excepto cuando vemos su tirón gravitatorio. Pero si la materia oscura fuese frenada durante la colisión, podría ser la primera evidencia física valiosa para los que trabajan en el campo de la materia oscura que nos rodea».

Los investigadores señalan que será necesario investigar otros efectos que también podrían producir ese desfase. Habrá que llevar a cabo observaciones similares y simulaciones por ordenador de más colisiones de galaxias.

Se sabe que la materia oscura existe debido a la forma en que interactúa gravitacionalmente, ayudando a forjar el universo, pero aún sabemos muy poco acerca de lo que es en realidad la materia oscura. Estas observaciones sugieren que la materia oscura podría interactuar con otras fuerzas que no son la de gravedad, lo que significaría que podríamos descartar algunas teorías fundamentales acerca de qué podría ser la materia oscura.

Este resultado contradice otros estudios recientes obtenidos por el equipo que observó 72 colisiones entre cúmulos de galaxias y descubrió que la materia oscura interacciona muy poco consigo misma. Sin embargo, el nuevo trabajo se refiere al movimiento de las galaxias individuales, más que al de los cúmulos de galaxias. Los investigadores afirman que la colisión entre estas galaxias podría haber durado más que las colisiones observadas en el estudio anterior, permitiendo que los efectos generados por una fuerza de fricción, aunque fuera muy pequeña, se acumulasen con el tiempo y crearan un desfase mensurable.

La principal incertidumbre en el resultado es el intervalo de tiempo de la colisión: la fricción que desacelera la materia oscura podría haber sido una fuerza muy débil que actuase durante aproximadamente mil millones de años, o una fuerza relativamente fuerte que actuase «sólo» durante 100 millones de años.

Si unimos ambos resultados, estos pondrían, por primera vez, un límite al comportamiento de la materia oscura. Digamos que la materia oscura hace, por un lado, más que esto, pero, por otro, menos que aquello. Massey agregó: «Por fin estamos “acorralando” a la materia oscura desde varios flancos, sacando el máximo partido a nuestro conocimiento desde dos distintas direcciones.»

Este estudio está publicado como “The behaviour of dark matter associated with 4 bright cluster galaxies located in the 10 kpc core of Abell 3827”, y aparece en la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society el 15 de abril de 2015.

Fuentes:
Comunicado científico de ESO: eso1514 de 15 de Abril de 2015




El universo es más brillante de lo que se creía

Un cohete-sonda experimental de la NASA ha detectado un sorprendente exceso de luz infrarroja en el espacio oscuro entre las galaxias, un resplandor difuso cósmico, tan brillante como todas las galaxias conocidas combinadas. Este resplandor, se piensa que procede de las estrellas que han quedado huérfanas, arrojadas fuera de sus galaxias.

Los hallazgos redefinen lo que los científicos pensaban sobre las galaxias. Las galaxias pueden no tener un conjunto de contorno de estrellas, sino que se extienden a lo largo de grandes distancias, formando un vasto mar salpicado de estrellas.

Observaciones del Experimento de Fondo Cósmico Infrarrojo (CIBER), están ayudando a resolver un debate sobre si este fondo de luz infrarroja en el universo, previamente detectado por el telescopio espacial Spitzer de la NASA, viene de estas corrientes de estrellas esparcidas, demasiado distantes para ser vistas de forma individual, o, alternativamente, desde las primeras galaxias que se formaron en el universo.

Se cree que las estrellas quedan esparcidas en el espacio por las colisiones de galaxias, y aunque ya se habían observado casos donde las estrellas son arrojadas desde las galaxias formando regueros y corrientes, la nueva medición implica que este proceso es generalizado.

Con el uso de cohetes de sondeo suborbitales, ideales para experimentos cortos y que son más pequeños que los que llevan los satélites al espacio, CIBER capturó imágenes de gran campo del fondo cósmico infrarrojo en dos longitudes de onda infrarrojas más cortas que las observadas por Spitzer. Debido a que nuestra propia atmósfera brilla intensamente en estas longitudes de onda específicas de la luz, las mediciones sólo se puede hacer desde el espacio.

Durante los vuelos CIBER, las cámaras tomaron fotos de unos siete minutos antes de transmitir los datos a la Tierra. Los científicos enmascararon estrellas y galaxias en las fotos y cuidadosamente descartaron cualquier luz que proviniese de fuentes más locales, como nuestra propia galaxia, la Vía Láctea. Lo que obtuvieron es un mapa que muestra las fluctuaciones en la luz infrarroja de fondo restante, con manchas que son mucho más grandes que las galaxias individuales. El brillo de estas fluctuaciones permite a los científicos medir la cantidad total de luz de fondo.

Para sorpresa del equipo de CIBER, los mapas revelaron un exceso dramático de la luz más allá de lo que viene de las galaxias. Los datos mostraron que esta luz infrarroja de fondo tiene un espectro azul, lo que significa que aumenta en brillo en longitudes de onda más cortas. Esto es evidencia de que la luz proviene de una población previamente no detectada de estrellas entre las galaxias. La luz de las primeras galaxias daría un espectro de colores más rojo que lo que se midió.

Esta luz es demasiado brillante y demasiado azul para provenir de la primera generación de galaxias. La explicación más simple, la que mejor explica las mediciones, es que muchas estrellas han sido arrancadas de su lugar de nacimiento de la galaxia, y que las estrellas expulsadas emiten en promedio tanta luz como las propias galaxias.

Futuros experimentos podrán probar si las estrellas errantes son de hecho el origen del resplandor cósmico infrarrojo. Si las estrellas fueron arrojadas fuera de sus galaxias madre, todavía deben estar ubicadas en su misma vecindad. El equipo CIBER está trabajando en mejores mediciones utilizando diferentes frecuencias infrarrojas para deducir cómo el exilio de estas estrellas tuvo lugar a lo largo de la historia cósmica.

Los resultados de dos de los cuatro vuelos CIBER, ambos lanzados desde la base de White Sands en Nuevo México en 2010 y 2012, aparecen el viernes 7 de Noviembre en la revista Science. Los cohetes de sondeo son un elemento importante en el catálogo de NASA para misiones de tamaño medio.

Fuente:
Noticia de NASA de 7 de noviembre de 2014




Campos magnéticos intensos cerca de un agujero negro supermasivo

Imagen de lanzamiento de CIBER en 2013 desde las instalaciones de la NASA en Wallops, Virginia. Fuente: T. Arai/University of Tokyo.

Ilustración que muestra el entorno de un agujero negro supermasivo, típico del centro de muchas galaxias. El propio agujero negro está rodeado por un brillante disco de acreción de material muy caliente que se precipita hacia él y, más lejos, por un toro polvoriento. También hay, a menudo, chorros de material eyectado a alta velocidad desde los polos del agujero negro, que pueden extenderse a grandes distancias en el espacio. Observaciones llevadas a cabo con ALMA han detectado un campo magnético muy fuerte cerca del agujero negro, justo en la base de los chorros, lo que, probablemente, está relacionado con la generación de los chorros y su colimación. Fuente: ESO/L. Calçada.

El conjunto ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) ha revelado la existencia de un campo magnético extremadamente potente (más que ningún otro fenómeno detectado hasta ahora en el núcleo de una galaxia) muy cerca del horizonte de sucesos de un agujero negro supermasivo. Esta nueva observación ayuda a los astrónomos a comprender tanto la estructura y la formación de estos habitantes masivos de los centros de las galaxias como los chorros de plasma a alta velocidad que con frecuencia expulsan sus polos. Los resultados aparecen en la revista Science del 17 de abril de 2015.

Los agujeros negros supermasivos, a menudo con masas de miles de millones de veces la del Sol, están situados en el corazón de casi todas las galaxias. Estos agujeros negros pueden acretar enormes cantidades de materia, la cual forma un disco circundante. Mientras que la mayor parte de esta materia cae al agujero negro, cierta cantidad puede escapar momentos antes de la captura, siendo lanzada hacia el espacio a velocidades cercanas a la de la luz como parte de un chorro de plasma.

No se comprende muy bien cómo ocurre este fenómeno, aunque se cree que los fuertes campos magnéticos, que actúan muy cerca del horizonte de sucesos, desempeñan un papel crucial en este proceso, ayudando a la materia a escapar antes de caer en el agujero negro.

Hasta ahora sólo se había demostrado la existencia de débiles campos magnéticos muy lejos de los agujeros negros (a varios años-luz), como es el caso del de nuestra galaxia. En este estudio, sin embargo, astrónomos de la Universidad Tecnológica de Chalmers y del Observatorio Espacial de Onsala, en Suecia, han utilizado ALMA para detectar señales directamente relacionadas con un fuerte campo magnético muy cercano al horizonte de sucesos del agujero negro supermasivo de una galaxia distante llamada PKS 1830-211. Este campo magnético se encuentra, precisamente, en el lugar desde el cual la materia es, repentinamente, impulsada lejos del agujero negro en forma de chorro.

El equipo midió la fuerza del campo magnético estudiando la forma en que se polarizaba la luz a medida que esta se alejaba del agujero negro. La polarización es una característica importante de la luz y puede utilizarse para medir los campos magnéticos, ya que la luz cambia su polarización cuando viaja a través de un medio magnetizado. En este caso, la luz que detectamos con ALMA había viajado a través de material muy cercano al agujero negro, un lugar lleno de plasma altamente magnetizado.

Los astrónomos aplicaron una nueva técnica de análisis que habían desarrollado para los datos de ALMA y descubrieron que la dirección de la polarización de la radiación proveniente del centro de PKS 1830-211 había rotado.

En efecto, los campos magnéticos generan la rotación Faraday, que hace que la polarización gire de diferentes maneras en diferentes longitudes de onda. La manera en que esta rotación depende de la longitud de onda nos da información sobre el campo magnético de la zona. En este estudio se trata de las longitudes de onda más cortas jamás utilizadas en este tipo de estudio (un milímetro), lo cual permite estudiar las regiones muy cercanas al agujero negro central.

Mediante estos datos se han hallado señales claras de la rotación de la polarización cientos de veces mayores que las más altas halladas hasta ahora en el universo, y, gracias al uso de ALMA, y han permitido estudiar el campo magnético a sólo unos pocos días-luz de distancia del horizonte de sucesos. Estos resultados y los futuros estudios, ayudarán a comprender qué está pasando en las inmediaciones de los agujeros negros supermasivos.

Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1515es, de 16 de Abril de 2015




El cometa Churyumov-Gerasimenko no está magnetizado

Este espectacular mosaico muestra la evolución de la actividad del cometa entre el 31 de enero (esquina superior izquierda) y el 25 de marzo (esquina inferior derecha), vista desde distintos ángulos mientras Rosetta se encontraba a una distancia de entre 30 y 100 kilómetros de su superficie. En este periodo de tiempo, el cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko se acercó de 363 a 300 millones de kilómetros del Sol. La mayoría de estas imágenes ya se habían hecho públicas, pero la composición final se publicó por primera vez en la sección Cometwatch del blog de Rosetta, el 13 de abril de 2015. Fuente: ESA/Rosetta/NAVCAM – CC BY-SA IGO 3.0

El 13 de agosto de 2015, el cometa alcanzará su perihelio, el punto de su trayectoria más próximo al Sol. Para este cometa, este punto se encuentra a unos 185 millones de kilómetros del Sol, entre las órbitas de la Tierra y de Marte.

La sonda Rosetta de la ESA le acompaña en su viaje, y ha estado observando su evolución desde su encuentro en agosto de 2014.
A medida que las capas superficiales del cometa se calientan, el hielo se sublima y arrastra con él partículas de polvo. Esta mezcla se expande lentamente en el vacío del espacio para crear la atmósfera difusa del cometa, o coma.

Este proceso va en aumento mientras el cometa se sigue acercando al Sol, y la presión del viento solar arrastra la coma hasta formar las características colas cometarias, una de gas y otra de polvo. La coma del cometa puede llegar a alcanzar un diámetro de decenas de miles de kilómetros, y las colas una extensión de cientos de miles de kilómetros, siendo posible observarlas desde la Tierra con la ayuda de telescopios.
Pero son los datos que recogerá Rosetta, en órbita a unas pocas decenas de kilómetros sobre la superficie del cometa, los que nos permitirán estudiar en detalle el origen de la actividad cometaria, poniendo en contexto las observaciones realizadas desde la Tierra.

Rosetta continuará acompañando al cometa después de su paso por el perihelio, para observar como disminuye su actividad a medida que se aleja del Sol y se vuelve a adentrar en el sistema solar exterior.

Mientras tanto, el análisis de los datos recogidos por Rosetta y Philae durante los rebotes del módulo de aterrizaje sobre la superficie del cometa demuestran que su núcleo no está magnetizado.

El estudio de las propiedades de un cometa puede aportar importantes pistas sobre el papel que jugaron los campos magnéticos en el proceso de formación de los cuerpos del Sistema Solar hace unos 4.600 millones de años. En sus inicios, nuestro sistema solar no era más que un disco turbulento de polvo y gas. Unos pocos millones de años más tarde, el Sol cobró vida en el centro de este disco y el material sobrante se empezó a aglomerar para formar los asteroides, cometas, lunas y planetas que podemos ver en la actualidad.

El polvo del disco protoplanetario contenía una cantidad considerable de hierro, parte de él en forma de magnetita, tal y como demuestran los granos milimétricos de materiales magnéticos hallados en los meteoritos.
Esto ha llevado a los científicos a pensar que los campos magnéticos que permeaban el disco protoplanetario podrían haber jugado un importante papel a la hora de transportar materiales, contribuyendo al proceso de aglomeración que permitió formar los cuerpos celestes.

Sin embargo, sigue sin estar claro hasta qué punto fueron importantes los campos magnéticos en las siguientes fases de este proceso, cuando los primeros bloques alcanzaron un tamaño de centímetros, metros o decenas de metros, y antes de que la gravedad entrase en acción aglutinando cuerpos de centenares de metros o kilómetros de diámetro.

Algunas teorías sobre la agregación de partículas magnéticas y no magnéticas indican que el aglomerado final podría quedar magnetizado, haciendo posible que los campos magnéticos del disco protoplanetario alterasen su trayectoria.

Como los cometas contienen algunos de los materiales más puros del Sistema Solar, estas rocas de hielo representan un escenario ideal para investigar si estos bloques primigenios estaban magnetizados.

Sin embargo, hasta ahora había resultado muy difícil medir el campo magnético de un cometa, ya que la mayoría de las misiones se habían limitado a realizar una pasada rápida a una distancia considerable del núcleo cometario.

La proximidad de la sonda Rosetta de la ESA al núcleo del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko y las medidas realizadas desde mucho más cerca y desde la propia superficie por el módulo de aterrizaje Philae han permitido por primera vez investigar en profundidad las propiedades magnéticas del núcleo de un cometa.

A este respecto, se ha podido calcular la trayectoria y altura de la sonda Philae sobre la superficie y ese vuelo imprevisto sobre el cometa permitió medir con precisión el campo magnético en los cuatro puntos en los que Philae entró en contacto con su superficie, y a diferentes alturas sobre su núcleo.

Los múltiples ascensos y descensos permitieron determinar cómo variaba el campo magnético al acercarse y al alejarse del cometa, en cada uno de los cuatro puntos de impacto y a cierta distancia sobre su superficie. Las líneas continuas marcan lo esperado según el modelo y las de cruces marcan lo observado.

ROMAP, el instrumento de medida de campo magnético de Philae detectó la presencia de un campo magnético durante estos eventos, pero descubrió que su intensidad no dependía de la altura o de la posición sobre el cometa, lo que no concuerda con la hipótesis de que el campo magnético estuviese generado por el núcleo del cometa.

Si la superficie estuviese magnetizada, la intensidad del campo magnético habría aumentado a medida que la sonda se acercaba al cometa. Sin embargo, esto no ocurrió en ninguna de las cuatro aproximaciones, por lo que se ha llegado a la conclusión de que el cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko es un cuerpo no magnético.

El campo magnético detectado es consistente con un campo externo, y podría ser debido a la influencia del viento solar y el campo magnético interplanetario en el entorno del cometa. Esta hipótesis está respaldada por el hecho de que las variaciones detectadas por Philae se corresponden con las medidas tomadas de forma simultánea por Rosetta.

Durante el aterrizaje de Philae, Rosetta se encontraba a unos 17 kilómetros del núcleo del cometa, y pudo tomar medidas complementarias del campo magnético que descartan la presencia de anomalías locales en los materiales de la superficie. Si la superficie del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko presentase grandes bloques magnetizados, ROMAP habría registrado variaciones en la intensidad del campo magnético mientras Philae los sobrevolaba.

Si hay materiales magnetizados en este cometa, tendrían menos de un metro de diámetro, que es la resolución espacial de las medidas. Si el cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko es representativo de los núcleos cometarios, se puede afirmar que las fuerzas magnéticas no jugaron un papel importante en el proceso de aglomeración de los cuerpos celestes de más de un metro de diámetro.

El artículo completo “The non-magnetic nucleus of Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko”, de H.-U. Auster et al. fue publicado en la edición del 14 de abril de Science Express.

Fuente:
Noticia de ESA de 15 abril 2015




La formación estelar se apaga antes en los centros galácticos que en la periferia

El viento de un agujero negro central arrastra el gas de una galaxia. Imagen extraída de otro artículo distinto y complementario (ver nota al final de este artículo): “Wind from the black-hole accretion disk driving a molecular outflow in an active galaxy,” por F. Tombesi, et al., basado en las observaciones realizadas con el instrumento PACS (Photoconductor Array Camera and Spectrometer) del observatorio espacial Herschel de la ESA, y en los datos recogidos por la misión japonesa-estadounidense Suzaku.

La formación de estrellas en lo que ahora son galaxias «muertas» cesó hace miles de millones de años. El telescopio VLT (Very Large Telescope) de ESO y el telescopio espacial Hubble de NASA/ESA, han revelado que tres mil millones de años después del Big Bang, estas galaxias todavía formaban estrellas en sus zonas exteriores, pero no en su interior. La disminución en el ritmo de formación estelar parece haberse iniciado en los núcleos de las galaxias, extendiéndose luego a las partes exteriores.

Los resultados se publican en la edición del 17 de abril de 2015 de la revista Science.

Uno de los grandes misterios de la astrofísica se ha centrado en cómo las masivas e inactivas galaxias elípticas, tan comunes en el universo moderno, frenaron hasta “apagar” su frenético ritmo de formación estelar inicial. Estas colosales galaxias, a menudo también llamadas esferoides debido a su forma, típicamente contienen en su atestado centro, una densidad de estrellas diez veces mayor a la de nuestra galaxia, la Vía Láctea, y tienen cerca de diez veces su masa.

Los astrónomos se refieren a estas grandes galaxias como rojas y muertas, ya que exhiben una amplia abundancia de antiguas estrellas rojas, pero muestran la ausencia de jóvenes estrellas azules y no presentan evidencia de formación de nuevas estrellas. La edad estimada de las estrellas rojas sugiere que estas galaxias dejaron de crear nuevas estrellas hace 10.000 millones de años. Este “apagón” comenzó justo en el clímax de la formación de estrellas en el Universo, cuando muchas galaxias aún estaban formando estrellas a un ritmo casi veinte veces más rápido que el actual.

Los autores del artículo explican que los esferoides masivos muertos contienen aproximadamente la mitad de todas las estrellas que el universo ha producido durante toda su vida y no se puede entender cómo el universo evolucionó y se convirtió en lo que hoy vemos, a no ser que comprendamos a su vez cómo estas galaxias han llegado a ser lo que son.

Se observaron un total de 22 galaxias, abarcando un determinado rango de masas, de una época de unos 3.000 millones años después del Big Bang. El instrumento SINFONI, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, recogió la luz de esta selección de galaxias, mostrando precisamente dónde se estaban produciendo nuevas estrellas. SINFONI pudo hacer estas detalladas mediciones de galaxias distantes gracias a su sistema de óptica adaptativa, que anula en gran medida las aberraciones que la atmósfera de la Tierra genera en la luz que recibimos.

Los investigadores también estudiaron datos del mismo conjunto de galaxias obtenidos por el Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA, aprovechando la ubicación del telescopio en el espacio y la ausencia de aberraciones, al estar por encima de nuestra atmósfera. La cámara WFC3 del Hubble tomó imágenes en el infrarrojo cercano, revelando la distribución espacial de las estrellas más viejas dentro de las galaxias con formación estelar activa.

El sistema de óptica adaptativa de SINFONI puede eliminar en gran medida los efectos atmosféricos y recopilar información sobre dónde están naciendo nuevas estrellas y hacerlo con exactamente la misma precisión con la que el Hubble nos permite estudiar las distribuciones de masas estelares.

Según los nuevos datos, las galaxias más masivas de la muestra mantuvieron una producción constante de nuevas estrellas en sus periferias. En sus núcleos, densamente poblados, sin embargo, la formación estelar había cesado; es decir, las galaxias masivas tienden a “apagar” su formación estelar de dentro hacia afuera. Este descubrimiento debería ayudar a comprender mejor los mecanismos subyacentes implicados sobre los que los astrónomos llevan tiempo debatiendo.

Una de las teorías preferidas para explicarlo es la que plantea que el agujero negro central supermasivo de la galaxia, al alimentarse de la materia que lo rodea, dispersa el material necesario para la fabricación de estrellas debido a los torrentes de energía que libera durante su “ingesta”. Otra idea expone que el gas frío deja de fluir en una galaxia, dejándola sin la materia prima para fabricar nuevas estrellas y transformándola en un esferoide rojo y muerto.

Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1516es, de 16 de Abril de 2015




La nave New Horizons ve el polo helado de Plutón y ya ha fotografiado sus lunas más pequeñas

Esta imagen de Plutón y su luna Caronte fue tomada por su Cámara de Reconocimiento de Largo Alcance (LORRI) a bordo de la nave New Horizons el 15 de abril de 2015, desde una distancia de algo más de 100 millones de km de Plutón. Fuente: NASA/JHU-APL/SwRI

Por primera vez, imágenes tomadas por la nave New Horizons de la NASA, muestran zonas oscuras y brillantes en la superficie del planeta enano Plutón, al que se está acercando y que sobrevolará el 14 de julio de 2015.

Las imágenes son enviadas sin tratar a la Tierra, donde se procesan e interpretan. Gracias a esta técnica los científicos descubrieron que Plutón, planeta enano en las fronteras del Sistema Solar, cuenta con vastas marcas en su superficie. Algunas de ellas son brillantes y otras oscuras. Una de ellas, bastante vistosa, en uno de los polos plutonianos, tiene la apariencia de un casquete helado.

También aparece en las imágenes obtenidas por la New Horizons, la luna de mayor tamaño de Plutón. Caronte. Es un satélite natural con una órbita de 6,4 días de periodo, alrededor de Plutón. Desde que se descubrió en 1930, Plutón continúa siendo un objeto astronómico misterioso. Los astrónomos han tenido dificultades para observar algún detalle de su superficie.

Las imágenes recientemente obtenidas, han permitido a los astrónomos detectar diferencias patentes en el brillo de la superficie total del planeta enano conforme éste gira en el espacio. Todo ello lo ha dado a conocer la NASA a través de distintos comunicados. Las fotografías que envíe la sonda serán mejores conforme la New Horizons se aproxime más a Plutón, hasta llegar a su máximo acercamiento, en el mes de julio 2015.

En ese acercamiento puede haber muchas sorpresas cuando la sonda New Horizons pase a solo 12,500 kilómetros de la superficie de Plutón, en este mismo verano.

Imágenes de todas las lunas conocidas de Plutón. Fuente: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory

También por primera vez, la sonda espacial New Horizons, ha fotografiado Cerbero (Kerberos) y Estigia (Styx), las más pequeñas de las cinco lunas conocidas del planeta enano, según ha informado la NASA en un comunicado. A la primera se le estiman unas dimensiones de entre 10 y 30 kilómetros de diámetro, mientras que la segunda mide entre 7 y 21.

New Horizons, ya detectó las lunas pequeñas Hydra y Nix en julio del 2014 y enero del 2015, respectivamente. Con los últimos avistamientos, New Horizons ya ha podido fotografiar todos los satélites conocidos del sistema de Plutón.

A partir de ahora, una vez tomadas estas imágenes desde una distancia de 88 millones de km, si la nave observa alguna otra luna a medida que se acerca a Plutón, se tratará de algo que nadie ha visto antes.

En los próximos días, New Horizons comenzará su primera búsqueda de nuevas lunas o anillos que podrían poner en peligro la nave espacial en su paso por el sistema de Plutón. Las imágenes de Estigia y Cerbero están permitiendo que el equipo de búsqueda refine las técnicas que utilizarán para analizar esos datos, lo que impulsará límites de sensibilidad aún mejores.

La Unión Astronómica Internacional ha organizado un concurso popular para poner nombre a posibles accidentes geográficos y otros lugares que se descubran durante la actual campaña de exploración.

Cerbero y Estigia fueron descubiertas en el 2011 y el 2012, respectivamente, utilizando el telescopio espacial Hubble. Estigia rodea Plutón cada 20 días entre las órbitas de Caronte y Nix, mientras que Cerbero, que orbita entre Nix e Hydra, lo hace con un periodo de 32 días. En cuanto al brillo, son entre 20 a 30 veces más débiles que Nix e Hydra.

Las imágenes de Cerbero y Estigia fueron tomadas entre el 25 de abril y el 1 de mayo con la cámara más sensible de la New Horizons, llamada en siglas inglesas LORRI. Las imágenes, de 10 segundos de exposición, fueron tratadas para reducir el resplandor de Plutón y Caronte, que impide la observación de las lunas pequeñas, y también eliminar el denso campo de estrellas de fondo.

Fuentes:
Notas de prensa de NASA de 12 de mayo de 2015
Notas de prensa de NASA de 29 de abril de 2015




El halo gigantesco de la galaxia de Andrómeda, según el telescopio espacial Hubble

La galaxia de Andrómeda, nuestra masiva vecina galáctica, es unas seis veces mayor y 1.000 veces más masivo de lo que había sido medido con anterioridad. Fuente: NASA/STScI

La galaxia de Andrómeda se encuentra a 2,5 millones de años-luz de distancia y se puede ver como una débil mancha blanquecina, con un diámetro 6 veces mayor que el de la luna llena. Se la considera casi una gemela de la Vía Láctea.

Como el gas del halo de Andrómeda es oscuro, los científicos tuvieron que apuntar a objetos brillantes del fondo de cielo a través del gas, observando cómo cambiaba la luz. Las «luces» de fondo ideales para este estudio son los cuásares, núcleos de galaxias activas muy brillantes y lejanos, alimentados por agujeros negros. El equipo empleó 18 cuásares lejanos que se encuentran muy por detrás de Andrómeda para estudiar cómo se distribuye el material más allá del disco visible de la galaxia.

Investigaciones anteriores del programa Espectrógrafo de Orígenes Cósmicos (COS) estudiaron 44 galaxias distantes y encontró halos como el de Andrómeda, pero nunca antes se ha visto un halo tan masivo en una galaxia vecina. Debido a que las galaxias estudiadas previamente estaban mucho más lejos, parecían mucho más pequeñas en el cielo.

Sólo un quasar se pudo detectar detrás de cada galaxia lejana, proporcionando sólo una luz como punto de referencia para mapear su tamaño y la estructura de halo. Andrómeda, por su proximidad a la Tierra y su correspondiente gran tamaño aparente en el cielo, ofrece un número grande de cuásares de fondo.

Cuando la luz del cuásar viaja hacia el telescopio Hubble, el gas del halo absorbe parte de esa luz y hace que el cuásar se vea un poco más oscuro en un pequeño intervalo de longitudes de onda. Midiendo la caída del brillo en ese intervalo podemos saber cuánto gas hay entre nosotros y ese cuásar.

Respecto al origen del halo, simulaciones de ordenador a gran escala sugieren que el halo se formó a la vez que el resto de la galaxia de Andrómeda. El equipo también pudo encontrar elementos pesados en el halo, y su único origen posible son las supernovas. Esas supernovas producidas en el disco galáctico expulsan los elementos pesados al espacio, y se estima que en el tiempo de vida de la galaxia de Andrómeda, la mitad de esos elementos han sido expulsados al halo desde el disco de la galaxia, que tiene unos 200.000 años-luz de diámetro.

En nuestra Vía Láctea, los astrónomos no saben si existe un halo similar en nuestra galaxia, puesto que estaríamos inmersos en él. Si lo hubiera, los halos de la galaxia de Andrómeda y de la nuestra estarían ya prácticamente tocándose y comenzando a unirse, anticipándose este proceso al choque de las galaxias. Esta colisión, propiamente dicha, comenzaría en unos 4.000 millones de años y acabaría formando una gran galaxia elíptica con la suma de la materia de ambas galaxias.

Fuentes:
Noticia Hubble STScI-2015-15 de 7 de mayo de 2015
Noticia de NASA en español de 8 de mayo de 2015




La sonda Cassini recibió una descarga eléctrica de Hiperión, la luna «esponjosa» de Saturno

El aspecto esponjoso de Hiperión, fotografiado por Cassini el 26 de septiembre de 2005. Fuente: NASA/JPL/Space Science Institute.

El día 26 de de septiembre de 2005, durante la maniobra de aproximación a Hiperión para tomar esta imagen, Cassini recibió por sorpresa el impacto de un chorro de partículas cargadas emitido por Hiperión, lo que provocó una descarga eléctrica de 200 voltios.

La superficie de Hiperión acumula carga electrostática al estar bañada por partículas cargadas, las emitidas constantemente por el Sol y las que han quedado atrapadas en el campo magnético de su planeta anfitrión, Saturno.

Los astrónomos esperaban que muchos cuerpos del Sistema Solar tuviesen carga eléctrica, pero esta descarga recibida por Cassini en su maniobra de acercamiento es la primera constancia de este fenómeno en el espacio, si exceptuamos a nuestra propia Luna.

Hiperión tiene forma de patata y unas dimensiones de 410 x 260 x 220 kilómetros, que lo convierten en el mayor cuerpo irregular del Sistema Solar. Su extraño aspecto, casi “burbujeante”, es debido a que tiene una densidad muy baja para su tamaño. Esta luna es muy porosa, casi como una esponja, y presenta un gran número de cráteres de todas las formas y tamaños cubriendo su superficie. Los científicos piensan que está compuesta mayoritariamente por agua congelada, con pequeñas incrustaciones de roca.

Esta imagen es una composición de las fotografías tomadas por Cassini utilizando los filtros infrarrojo, verde y ultravioleta. El enrojecimiento natural de Hiperión ha sido atenuado para resaltar las estructuras superficiales de esta luna.

Cassini se encontraba a unos 62.000 kilómetros de Hiperión cuando tomó esta imagen. La escala es de 362 metros por píxel. Esta imagen fue publicada por primera vez en el archivo de imágenes del JPL en septiembre de 2005.

Fuente:
Noticia de NASA/JPL/Space Science Institute de 29 de abril 2015




Capas y dunas oscuras en un cráter de Marte

Esta imagen de una depresión de la superficie de Marte fue tomada el 5 de enero de 2015 por la cámara de alta resolución de Ciencia (HiRISE) en el Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) de la NASA. Esta sonda ha estado orbitando Marte desde 2006 y ha completado 40.000 órbitas en febrero de2015.

La depresión de la imagen, parece dejar expuestas capas en las paredes de sus paredes y cubiertas de dunas de arena oscura, material que parece provenir de un campo de formaciones cónicas situado al noreste del cráter.

La cámara HiRISE tiene una resolución mucho mayor que la de gran campo, que también va a bordo de la MRO junto con otros cuatro instrumentos, y ayudará a identificar las capas observadas.

Fuente:
Fotonoticia de NASA/JPL-Caltech/University of Arizona del 10 de abril de 2015.




Experimento de colisión con asteroide, como ensayo para desviar objetos en rumbo de colisión con la Tierra

Las cuatro sondas de estudio del desvío de un asteroide, AIM (Asteroid Impact Mission). La nave principal, (abajo a la izquierda), una sonda de aterrizaje (punto oscuro sobre el asteroide) y dos «CubeSats» (que aparecen flotando en la imagen arriba, a ambos lados del asteroide). Fuente: ESA–Science Office

Los ingenieros de NASA comenzaron los diseños preliminares de la misión de impacto sobre un asteroide, que incluye una sonda de aterrizaje, y que tendría lugar en 2022.

Todo ello forma parte del esfuerzo para desarrollar métodos de desviación de asteroides que, por su órbita, puedan colisionar con la Tierra. Se le conoce como programa Mobile Asteroid Scout-2 o Mascot-2. Mascot-1 ya está a bordo de la nave japonesa Hayabusa-2 y aterrizará en un asteroide en 2018.

La misión planificada para 2022 tiene como objetivo, enviar un grupo de 4 sondas al asteroide doble Dídimo (Dydimos). La nave principal, (abajo a la izquierda en la imagen simulada), transportará una sonda de aterrizaje (punto oscuro sobre el asteroide) que descenderá sobre el asteroide secundario. También liberará dos «CubeSats» (que aparecen flotando en la imagen arriba, a ambos lados del asteroide). Estas últimas sondas permitirán a la misión probar el funcionamiento de «satélites-relé» que retransmitirán los datos de la sonda de aterrizaje en su acercamiento al asteroide, y todos los datos de las cuatro sondas serán enviadas a la Tierra mediante láser de alta velocidad hasta la estación de recepción óptica de ESA en Tenerife, Canarias.

En 2022, la misión de «Prueba de Redireccionamiento del Asteroide Doble» (DART) se estrellará a alta velocidad (6 km/s) contra la luna de Dídimo, mientras las cuatro sondas observan los efectos producidos. Al conjunto de las dos misiones (AIM Y DART) se le da el nombre de AIDA.

La idea de estas misiones es ensayar las posibles defensas de nuestro planeta ante la aproximación de un asteroide en rumbo de colisión con la Tierra. Estos estudios permitirán calibrar modelos de impacto de laboratorio, para entender como reaccionará el asteroide ante estas energías, especialmente la expulsión de chorros o plumas de material, cuya transferencia de energía ha sido fruto de debate durante décadas.

El cambio de la órbita de la luna de Didimo supondrá la primera vez que el hombre altera el movimiento de un cuerpo del sistema solar de forma medible. Así tendremos más datos sobre las energías y técnicas necesarias para desviar cuerpos de sus trayectorias.

Ya la NASA llevó a cabo la misión Deep Impact en 2005, estrellando una masa de cobre contra el asteroide Tempel 1. La luna de Dídimo es decenas de veces más pequeña que Tempel 1, por lo que la precisión requerida será mucho mayor y la alteración de su órbita mucho mayor.

Fuente:
Noticias de ESA de 21 de mayo y 31 de marzo de 2015



Este artículo ha sido escrito por Juan Antonio Bernedo.