NeoFronteras

Actualidad astronómica: el kiosco del astrónomo

Área: Espacio — domingo, 6 de diciembre 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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El halo brillante de una “estrella zombi”: el VLT cartografía los restos de un asteroide destruido por una enana blanca.

Un equipo internacional de astrónomos ha estudiado, por primera vez y con gran detalle, los restos de la fatal interacción entre una estrella muerta y sus asteroides. Utilizando el Very Large Telescope, instalado en el observatorio Paranal de ESO (Chile), nos anuncian lo que, en un futuro lejano, será el destino del Sistema Solar.

El equipo, dirigido por Christopher Manser, un estudiante de doctorado de la Universidad de Warwick (Reino Unido), utilizó datos obtenidos por el Very Large Telescope (VLT) de ESO y por otros observatorios para estudiar los restos de un asteroide esparcidos en los alrededores de un resto estelar, una enana blanca llamada SDSS J1228+1040.

Utilizando varios instrumentos, incluyendo los espectrógrafo UVES (Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph) y X-shooter, ambos instalados en el VLT, el equipo obtuvo observaciones detalladas de la luz procedente de la enana blanca y del material circundante durante un período de doce años (algo sin precedentes), que abarcó del año 2003 al 2015. Este tipo de observaciones, que duran muchos años, son necesarias para poner a prueba el sistema desde múltiples puntos de vista.

En detalle, el equipo identificó la inconfundible firma espectral en forma de tridente del calcio ionizado, llamado el triplete de calcio (Ca II). La diferencia entre las longitudes de onda observadas y las conocidas de estas tres líneas puede determinar la velocidad del gas con una precisión considerable.

La conclusión que se obtiene de los datos procesados nos muestra que este sistema realmente tiene forma de disco y revela muchas estructuras que no se pueden detectar en una sola instantánea.

El equipo utilizó una técnica llamada tomografía Doppler (similar, en principio, a las exploraciones tomográficas médicas del cuerpo humano) que les permitió trazar, por primera vez y con mucho detalle, la estructura de los brillantes restos gaseosos del asteroide orbitando alrededor de la estrella muerta J1228+1040.

Cuando estrellas como el Sol llegan al final de sus vidas tras agotar su combustible, se expanden como gigantes rojas y, posteriormente, expulsan sus capas exteriores al espacio. Todo lo que queda es el núcleo denso y caliente de la antigua estrella, una enana blanca.

Pero, ¿sobrevivirían a esta prueba de fuego los planetas, los asteroides y otros cuerpos en un sistema de este tipo? ¿Qué quedaría? Las nuevas observaciones ayudan a responder a estas preguntas.

Es raro que una enana blanca esté rodeada por un disco de material gaseoso que la orbite (hasta ahora sólo se habían descubierto siete casos). El equipo llegó a la conclusión de que un asteroide se había desviado, acercándose peligrosamente a la estrella muerta y, debido a las potentes fuerzas de marea, acabó destrozado y formando el disco de material que vemos ahora.

El disco se formó de manera similar a los anillos que vemos alrededor de planetas más cercanos a nosotros, tales como Saturno. Sin embargo, mientras que el núcleo de la enana blanca J1228+1040 es unas siete veces más pequeño en diámetro que el planeta anillado, tiene una masa unas 2.500 veces mayor. El equipo también detectó que la distancia entre la enana blanca y su disco es muy distinta: Saturno y sus anillos cabrían perfectamente en el espacio que hay entre la estrella y su disco.

Sin embargo, a pesar de su gran tamaño, es pequeño en comparación con los discos protoplanetarios que forman planetas alrededor de estrellas jóvenes.

Este nuevo estudio a largo plazo, llevado a cabo con el VLT, ha permitido además ver el movimiento de precesión del disco bajo la influencia del potente campo gravitacional de la enana blanca. También se ha visto que el disco está un poco desequilibrado y aún no es circular.

Cuando el equipo descubrió este disco de escombros orbitando alrededor de la enana blanca en 2006, no imaginaba los exquisitos detalles que ahora son visibles en esta imagen, construida con doce años de datos.

Restos de estrellas como J1228+1040 pueden proporcionar pistas fundamentales para entender los entornos generados cuando las estrellas llegan al final de sus vidas, y pueden ayudar a los astrónomos a entender los procesos que tienen lugar en sistemas exoplanetarios e, incluso, a predecir el destino del Sistema Solar cuando el Sol se enfrente a su desaparición dentro de unos 7.000 millones de años.

Fuente:
Comunicado científico de ESO, de 11 de Noviembre de 2015


Vórtices en Venus

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Mosaico de vórtices del polo sur de Venus. Cada una de estas imágenes tiene unos 4000km de ancho. Fuente: ESA/VIRTIS-Venus Express/INAF-IAPS/LESIA-Obs. Paris/G. Piccioni

Hace 10 años la nave Venus Express de la ESA estaba en su viaje hacia Venus. Estuvo estudiando Venus durante 8 años en todo detalle antes de que la misión acabara, en diciembre de 2014. Uno de sus objetivos era observar la atmósfera de Venus continuamente, durante largos periodos de tiempo para entender su comportamiento dinámico.

La atmósfera es la más densa de todos los planetas terrestres, y está compuesta casi completamente de dióxido de carbono. El planeta está también envuelto en una densa capa de nubes de ácido sulfúrico. Esta combinación de gases de invernadero y la capa permanente de nubes condujo a un enorme calentamiento, y haciendo que su superficie alcanzara una temperatura de 450ºC.

Aunque los vientos en el planeta se mueven lentamente en la superficie, a unos pocos km/h, la densidad es tan grande que ejercen mucha más fuerza que los mayores vientos de la Tierra. A 65km de altura, en cambio, los vientos alcanzan 400km/h, 60 veces más rápidos que la rotación del planeta, lo que ocasiona algunos efectos dinámicos rápidos en la alta atmosfera del planeta, especialmente, los vórtices polares.

Éstos se deben a que hay más iluminación solar en latitudes más bajas. A medida que el gas se calienta en latitudes bajas, se elevan y se mueven hacia los polos, donde el gas frío desciende. Los gases de los polos se aceleran lateralmente y forman espirales hacia abajo, como el agua en un desagüe.

En el centro del vórtice polar, los gases que bajan empujan las nubes hacia abajo varios kilómetros, hasta altitudes donde la temperatura atmosférica es mayor. El ojo del vórtice central puede verse claramente en los mapas térmicos en luz infrarroja, que muestran la temperatura de la parte superior de las nubes: las nubes en el centro del vórtice están a mayor temperatura (en colores amarillos) que la región circundante y por eso destacan claramente en estas imágenes.

Venus Express ha mostrado que los vórtices polares de Venus están entre los más variables del Sistema Solar. Esta serie de imágenes del polo sur de Venus fue tomada con el instrumento VIRTIS desde febrero 2007 (arriba, a la izquierda), hasta abril 2008 (abajo, a la derecha).

La forma del centro del vórtice, que típicamente mide de 2000 a 3000 km de ancho, cambia dramáticamente mientras es vapuleado por vientos turbulentos. Se parece a una figura de “S”, un número “8”, un ojo, etc., rápidamente cambiando de una forma a otra, de un día al siguiente.

Fuente:
Fotonoticia de ESA de 9 de noviembre de 2015


Datos de Plutón, unos meses después del sovrevuelo

En el proceso de análisis de los datos recogidos durante el acercamiento de New Horizons a Plutón, la NASA va entregando imágenes e investigaciones a cuál más interesante.

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En la imagen, reconstruida en 3D, se muestran dos de las montañas de Plutón (Wright, arriba y Piccard, abajo) que podrían ser volcanes de hielo. En la imagen en color, los azules indican depresiones y los marrones elevaciones. Fuente: NASA/JHUAPL/SwRI

Los nuevos datos sobre Plutón han cambiado bastante nuestra visión sobre el planeta enano: uno de los nuevos descubrimientos apunta a la existencia de criovolcanes en algunas montañas de Plutón, en un pasado geológico reciente. Los dos candidatos a criovolcanes en la imagen miden decenas de kilómetros de ancho y varios km de alto. Son grandes montañas con un gran agujero en su cima, que puede haberse formado por el colapso del material tras una erupción. Los anillos y estructuras a su alrededor pueden ser los diferentes flujos de material que descendieron por sus laderas, aunque no se conoce su composición.

A diferencia de los volcanes terrestres de aspecto similar, que emiten lava, se cree que los volcanes de Plutón han emitido una mezcla de materiales densos y sucios como hielo de agua, nitrógeno, amoniaco o metano. Si son realmente volcanes, podrían haber influido en gran medida, en la evolución geológica y atmosférica del planeta enano.

En cuanto a la edad de la superficie de Plutón, es muy variada, con zonas muy antiguas, otras intermedias y otras descubiertas por New Horizons relativamente recientes.

Para determinar la edad de un planeta, los científicos cuentan los cráteres de impacto. Cuantos más cráteres, más antigua es la región. En Plutón hay zonas que datan de la época de formación de los planetas del Sistema Solar, hace unos 4.000 millones de años. Pero hay otra gran región de su superficie (Sputnik Planum, el “corazón”) que fue formada hace menos de 10 millones de años, por lo que no presenta ningún cráter.

También hay regiones de edades intermedias, indicando que el proceso de renovación es continuo a lo largo de la historia de Plutón. Para llevar a cabo este estudio, se han contabilizado hasta ahora, más de mil cráteres, que muestran gran variedad en tamaño y apariencia.

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Localización de los más de 1000 cráteres sobre el mapa de Plutón, mostrando que se trata de un cuerpo geológicamente activo. Fuente: NASA/JHUAPL/SwRI.

También aportan claves sobre la estructura del Cinturón de Kuiper. La escasez de cráteres pequeños en Plutón y Caronte indica que el Cinturón de Kuiper tenía menos objetos que los predichos por los modelos actuales. Este hecho parece apoyar la teoría de que los objetos grandes (mayores de decenas de km) del Cinturón de Kuiper podrían haberse formado directamente y no por agregación de otros cuerpos más pequeños como se pensaba hasta ahora.

En ese sentido, se planea con cuidado el siguiente objetivo potencial de New Horizons, el objeto del Cinturón de Kuiper KBO 2014MU69, de unos 50km de diámetro, que puede ofrecer la primera imagen de un objeto virgen, inalterado desde el nacimiento del Sistema Solar.

Las extrañas y variadas lunas de Plutón
El sistema de lunas de Plutón es muy extraño: sus lunas más pequeñas no están sincronizadas en rotación con el planeta, sino que giran mucho más rápidamente. Por ejemplo, Hydra, la más lejana, rota 89 veces durante su órbita alrededor de Plutón. También se piensa que este periodo es variable porque Caronte ejerce una potente atracción que impide la sincronización.

También muestran cabeceos bastante acusados que los hacen parecerse a trompos. Otros satélites pequeños parecen ser cuerpos que son resultado de la fusión de dos o más cuerpos.

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Los datos de New Horizons indican que al menos dos, y posiblemente las cuatro, pequeñas lunas de Plutón son el resultado de fusiones de lunas más pequeñas. Fuente: NASA/JHUAPL/SwRI.

Se sospecha que Plutón tenía más lunas en el pasado, después del gran impacto que también creó Caronte.

Más imágenes y gráficos en los resultados del 47th Annual Meeting of the American Astronomical Society’s Division for Planetary Sciences: http://pluto.jhuapl.edu/News-Center/Press-Conferences/November-9-2015.php

Fuente:
Noticia de NASA de 9 de noviembre 2015


Ondas Gravitacionales: primeros ensayos de medida por LISA Pathfinder

Cuando se publique esta noticia, ya habrá sido lanzada una de las misiones espaciales más ambiciosas en la historia de la ESA; LISA Pathfinder (traducido: explorador, guía o pionero de LISA). O quizás deberíamos decir que es la misión que allanará el camino para uno de los proyectos más ambiciosos lanzados nunca al espacio.

Ese proyecto se llama LISA y pretende demostrar la existencia de las ondas gravitatorias, oscilaciones en el tejido del espacio-tiempo predichas por la teoría de la relatividad general de Albert Einstein. Son la expresión más directa de la acción de la gravedad de un cuerpo con masa en el Universo, pero todavía se mantienen en el terreno teórico. Los diferentes intentos por encontrar evidencias de su existencia no han arrojado resultados concluyentes hasta ahora.

LISA debería ser capaz de detectar dichas evidencias, pero antes de que pueda hacerse realidad, es necesario enviar una misión de prueba de tecnología que compruebe que el método elegido para “cazar” ondas gravitatorias es el adecuado. Esa misión es LISA Pathfinder, lanzada al espacio por un cohete Vega desde el puerto espacial de Kourou, el próximo 2 de diciembre.

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Ilustración de LISA PATHFINDER. Fuente: ESA.

Cómo funciona LISA Pathfinder
El satélite es una versión en miniatura de lo que podría ser LISA, u otra misión futura de detección de ondas gravitatorias. En su interior incluye dos cubos de una aleación de oro y platino de 46 mm., suspendidos cada uno en su propio contenedor de vacío y separados por 38 cm. Entre ellos se encuentra un interferómetro en un banco óptico de 20 x 20 cm.

El banco óptico está formado por 22 espejos y difractores de rayos que dirigen dos rayos láser a través del banco. Uno de esos rayos se refleja en las dos masas en caída libre, mientras el otro sólo atraviesa el banco óptico. Comparando la distancia de los distintos recorridos de ambos haces, se pueden monitorizar con precisión los cambios en la orientación y la separación entre las dos masas de prueba.

LISA Pathfinder será lanzada al punto de Lagrange L1, a 1,5 millones de kilómetros de la Tierra, describiendo una órbita Lissajous a su alrededor, y durante los nueve meses que durará su fase operacional se encargará de demostrar que es posible monitorizar dos masas independientes mientras están en caída libre a través del espacio, y que éstas pueden mantenerse suficientemente estables cuando sufran el desplazamiento previsto al ser atravesados por una onda gravitatoria, desplazamiento que sería bastante menor que el tamaño de un átomo. Como vemos, la misión se mueve en unos márgenes muy precisos y muy pequeños.

Las ondas gravitatorias
Muchas de las predicciones de la teoría de la Relatividad de Einstein se han ido probando mediante distintos experimentos con el paso del tiempo. Ya en 1919 se aprovechó el eclipse total del 29 de mayo para demostrar que la gravedad del Sol curvaba la luz de las estrellas que se encontraban detrás de él. Pero las ondas gravitatorias se han resistido a esa comprobación experimental.

Las ondas gravitatorias son el efecto de la curvatura del espacio-tiempo producida por los objetos con masa en el Universo. Suelen compararse con las ondas generadas en la superficie de un estanque por uno de esos insectos capaces de sostenerse sobre el agua, pero no son tan fácilmente visibles como esas ondas.

Se ha intentado demostrar su existencia con interferómetros subterráneos y estudiando algunos de los objetos más masivos del Universo, como los púlsares o las fusiones de agujeros negros supermasivos, pero hasta ahora no ha habido suerte en hallar pruebas concluyentes. Si se encontraran, se entraría una nueva era de la ciencia y de la astronomía, una en la que se podría estudiar el Universo yendo más allá de las ondas electromagnéticas utilizadas en la actualidad, y que podría abrir una puerta a hallazgos todavía más impresionantes. Pero eso ya no es tarea de LISA Pathfinder, sino de la misión a la que le abrirá el camino, LISA.

En qué consistirá LISA
LISA es todavía más ambiciosa que el satélite que la ESA lanzará en unas semanas. Será un interferómetro en el espacio, compuesto por tres satélites unidos por “brazos” láser lo más largos posibles. Cualquier variación en la ubicación de cada instrumento, y de la distancia de separación entre ellos, podría ser una pista de la existencia de las ondas gravitatorias.

LISA todavía es un proyecto, pero sus objetivos contribuirían a revolucionar la manera en la que se estudia el cosmos. Las ondas gravitatorias atraviesan el tejido espacio-temporal sin verse alteradas, así que serían una fuente de información incalculable sobre las regiones del Universo más lejanas y más próximas a sus primeros momentos de vida, la estructura de las galaxias o los agujeros negros (que serían fácilmente “visibles” de este modo). LISA Pathfinder es la primera piedra de ese posible camino.

Fuente:
Noticia de ESA de 4 de noviembre de 2015


VISTA descubre un nuevo componente de la Vía Láctea

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A la izquierda, despiece de LISA Pathfinder. A la derecha, ampliada, la parte científica ya montada, con sus detectores inerciales separados. Fuente: ESA.
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Utilizando el telescopio VISTA (instalado en el Observatorio Paranal de ESO) un equipo de astrónomos ha descubierto un componente previamente desconocido de la Vía Láctea. Cartografiando la presencia de un tipo de estrellas que varían de brillo, llamadas Cefeidas, se ha descubierto un disco de estrellas jóvenes ocultas (puntos rojos) tras gruesas nubes de polvo en el bulbo central. El punto en forma de estrella de cinco puntas marca la posición del Sol en la Galaxia. Para ver su posición en 3D, ver vídeo en la página web de ESO. Fuente: ESO/Microsoft Worldwide Telescope.

VVV (Vista Variables in the Vía Láctea), es un sondeo público de ESO que utiliza el telescopio VISTA, instalado en el Observatorio Paranal, para obtener numerosas imágenes, tomadas en diferentes momentos, de las partes centrales de la galaxia, en longitudes de onda del rango infrarrojo. Está descubriendo un gran número de nuevos objetos, incluidas estrellas variables, cúmulos y explosiones de estrellas (ver comunicados de ESO: eso1101, eso1128, eso1141).

Utilizando los datos de este sondeo, realizado entre los años 2010 y 2014, un equipo de astrónomos, ha descubierto un componente previamente desconocido de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Se creía que la protuberancia central (o bulbo galáctico) de la Vía Láctea está formada por un gran número de estrellas viejas, pero los datos de VISTA han revelado algo nuevo demasiado joven para los estándares astronómicos.

Analizando los datos del sondeo, los astrónomos encontraron 655 candidatas a estrellas variables de un tipo llamado Cefeidas. Estas estrellas se expanden y se contraen periódicamente, con ciclos que pueden durar de unos pocos días a meses, cambiando significativamente su brillo mientras dura el proceso.

El tiempo que tarda una Cefeida entre el brillo máximo y el mínimo es mayor para aquellas que brillan más y más corto para las que tienen menos brillo. Esta relación extraordinariamente precisa, que fue descubierta en 1908 por la astrónoma estadounidense Henrietta Swan Leavitt, hace que el estudio de las Cefeidas sea una de las maneras más eficaces para medir las distancias y marcar las posiciones de objetos distantes en la Vía Láctea y más allá.

Pero hay truco: las Cefeidas no son todas iguales. Hay dos tipos principales, uno mucho más joven que el otro. De la muestra de 655, el equipo identificó 35 estrellas como pertenecientes a un subgrupo llamado Cefeidas clásicas, estrellas jóvenes y brillantes, muy diferentes de las habitantes normales del bulbo central de la Vía Láctea, que son mucho más antiguas.

El equipo reunió información sobre el brillo y el periodo de pulsación, y dedujo las distancias de estas 35 Cefeidas clásicas. Sus periodos de pulsación, que están estrechamente relacionados con su edad, revelaron su sorprendente juventud.

Las 35 Cefeidas clásicas descubiertas tienen menos de 100 millones de años de edad. La Cefeida más joven puede incluso tener sólo unos 25 millones años de edad, aunque no podemos excluir la posible presencia de Cefeidas incluso más jóvenes y más brillantes.

Las edades de estas Cefeidas clásicas proporcionan una evidencia sólida de que ha habido una fuente continua de estrellas recién formadas en la región central de la Vía Láctea durante los últimos 100 millones de años. Sin embargo, éste no iba a ser el único descubrimiento importante extraído de conjunto de datos del sondeo.

Cartografiando las Cefeidas descubiertas, el equipo dio con un componente completamente nuevo en la Vía Láctea: un delgado disco de estrellas jóvenes en el bulbo galáctico. Este nuevo componente de nuestra galaxia anfitriona permaneció oculto e invisible a sondeos anteriores, ya que estaba “enterrado” tras densas nubes de polvo. Su descubrimiento demuestra las capacidades únicas de VISTA, que fue diseñado para estudiar estructuras profundas de la Vía Láctea obteniendo imágenes de amplio campo y alta resolución en longitudes de onda infrarrojas. En esas longitudes de onda más largas las nubes son mucho más transparentes, permitiendo que las regiones al otro lado del polvo puedan ser exploradas por VISTA.

El sondeo VVV observa las partes centrales de nuestra galaxia en cinco bandas del infrarrojo cercano. El área total de este sondeo es de 520 grados cuadrados y contiene, al menos, 355 cúmulos globulares abiertos y 33 cúmulos globulares. El sondeo VVV es multi-época con el fin de detectar un gran número de objetos variables y proporcionará más de 100 observaciones cuidadosamente espaciadas, tomadas en diferentes momentos, para cada parte del cielo cubierta por el sondeo. Se espera obtener un catálogo con alrededor de mil millones de fuentes puntuales, incluyendo aproximadamente un millón de objetos variables. Estos datos se utilizarán para crear un mapa tridimensional del bulbo central de la Vía Láctea.

Ahora será necesario llevar a cabo estudios más profundos para evaluar si estas Cefeidas nacieron cerca de donde están ahora o si nacieron más lejos. Comprender sus propiedades fundamentales, sus interacciones y su evolución, son claves en para entender la evolución de la Vía Láctea y el proceso de evolución de la galaxia como un todo.

Este trabajo de investigación se ha presentado en un artículo titulado “The VVV Survey reveals classical Cepheids tracing a young and thin stellar disk across the Galaxy’s bulge”, por I. Dekany et al., publicado en la revista Astrophysical Journal Letters.

Fuente:
Comunicado científico de ESO de 28 de cotubre de 2015


“La Mancha Roja menguante y otros cambios en Júpiter

Utilizando el Telescopio Espacial Hubble de la NASA, un equipo de científicos han presentado un nuevo mapa animado de Júpiter, el primero de una serie de retratos anuales de los planetas exteriores del Sistema Solar.

La recopilación de estas imágenes ayudará a los científicos actuales y futuros a ver cómo estos mundos cambian con el tiempo. Las observaciones están diseñadas para capturar una amplia gama de características, incluyendo vientos, nubes, tormentas y la química atmosférica.

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Las imágenes de Júpiter ya han revelado una extraña ola justo al norte del ecuador del planeta y una característica filamentosa única en el corazón de la Gran Mancha Roja no vista anteriormente. Cada vez que se observa Júpiter, se obtienen pistas de que algo emocionante está pasando.

NASA ha presentado dos mapas globales de Júpiter a partir de observaciones realizadas con la cámara de gran campo de alto rendimiento Hubble 3. Los dos mapas representan casi las dos caras del planeta, por lo que es posible determinar las velocidades de los vientos de Júpiter.

Las nuevas imágenes confirman que la Gran Mancha Roja sigue disminuyendo y se vuelve más circular, como lo ha estado haciendo durante años. El eje de esta tormenta característica es unos 240 kilómetros más corto de lo que lo era en 2014. Recientemente, la tormenta se había ido reduciendo a un ritmo más rápido de lo habitual, pero el último cambio es consistente con la tendencia a largo plazo.

La Gran Mancha Roja sigue siendo más naranja que roja últimamente, y su núcleo, que suele tener un color más intenso, es menos claro de lo que solía ser. Un filamento tenue abarca casi toda la anchura del vórtice. Este filamento gira durante las 10 horas de la secuencia de imágenes de la Gran Mancha Roja, siendo distorsionado por vientos que soplan a 150 metros por segundo o incluso a velocidades mayores.

En el Cinturón Ecuatorial del Norte de Júpiter, los investigadores han encontrado una onda escurridiza que se había visto en el planeta sólo una vez, décadas antes, por la sonda espacial Voyager 2. En esas imágenes, la onda apenas es visible, y se creía que no era nada puesto que no había vuelto a aparecer desde el Voyager. Sin embargo la actual onda existe y viaja a unos 16 grados de latitud norte, en una región salpicada de ciclones y anticiclones. Ondas similares, llamadas ondas baroclínicas, aparecen a veces en la atmósfera de la Tierra, donde los ciclones se están formando.

La onda puede tener su origen en una capa clara debajo de las nubes, y sólo se hace visible cuando se propaga hacia arriba en la cubierta de las nubes, según los investigadores. Esta idea se basa en la separación entre las crestas de las ondas.

Además de Júpiter, los investigadores han observado Neptuno y Urano, y mapas de estos planetas se presentarán en archivos públicos. Saturno se añadirá a la serie más tarde. El Hubble dedicará tiempo cada año para este conjunto especial de observaciones, llamado el programa de Outer Planet Atmosphere Legacy.

El valor a largo plazo de este programa es importante: esa colección de mapas de evolución en el tiempo no sólo ayudará a los científicos a comprender las atmósferas de nuestros planetas gigantes, sino también las atmósferas de planetas que se han descubierto alrededor de otras estrellas, y también la atmósfera y los océanos de la Tierra.

Estos descubrimientos se publican online en Astrophysical Journal paper “First results from the Hubble OPAL program: Jupiter in 2015”.

Fuente:
Noticias de ESA-NASA-HST de 12 noviembre 2015


Rosetta detecta oxígeno molecular en cu cometa

La nave Rosetta de la ESA ha detectado in situ por primera vez, moléculas de oxígeno liberándose en forma de gas desde un cometa, una observación sorprendente que sugiere que estas moléculas se incorporaron al cometa durante su formación. 

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Resumen de datos del descubrimiento de oxígeno en el cometa. Fuente: Spacecraft: ESA/ATG medialab; comet: ESA/Rosetta/NavCam – CC BY-SA IGO 3.0; Data: A. Bieler et al. (2015).

Rosetta lleva más de un año estudiando el cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko y ha detectado que un abundante número de gases diferentes emanan de su núcleo. Vapor de agua, monóxido de carbono y dióxido de carbono son los más abundantes, aunque también se registra una amplia selección de otras emisiones que contienen nitrógeno, sulfuro y carbono, e incluso “gases nobles”.

El oxígeno es el tercer elemento más abundante del universo, pero la versión molecular más simple del gas, el O2, ha demostrado ser sorprendentemente difícil de localizar, incluso en las nebulosas en las que tienen lugar procesos de formación estelar, ya que es extremadamente reactivo y se fragmenta fácilmente para unirse a otros átomos y moléculas.

Los átomos de oxígeno pueden combinarse, por ejemplo, con átomos de hidrógeno en partículas de polvo frías para formar agua; o un oxígeno libre procedente de una ruptura por radiación ultravioleta de O2 puede recombinarse con una molécula de O2 para formar ozono (O3).

A pesar de que fue detectado en las lunas congeladas de Júpiter y Saturno, el O2 ha sido el elemento ausente del inventario de especies volátiles asociadas a los cometas hasta el momento. No se esperaba detectar O2 en el cometa, y menos en una cantidad tan abundante. Resulta doblemente inesperado debido a que no existen muchos casos en los que se haya detectado O2 interestelar. Por ello, aunque debió incorporarse al cometa durante su formación, no puede hallarse una explicación sencilla a partir de los modelos actuales de formación del Sistema Solar.

El equipo analizó más de 3000 muestras recogidas alrededor del cometa entre septiembre de 2014 y marzo de 2015 para identificar el O2. En ellas se mostraba una existencia de 1–10% relativo al H2O, con un valor medio de 3,80 ± 0,85%, un orden de magnitud más elevado de lo establecido en los modelos que describen la química de las nubes moleculares.

La cantidad de oxígeno molecular detectado presentó un estrecho paralelismo con la cantidad de agua medida en cualquier momento dado, lo que sugiere que su origen en el núcleo y su mecanismo de liberación guardan relación. En cambio, la cantidad de O2 detectada estaba poco relacionada con el monóxido de carbono y el nitrógeno molecular, a pesar de que su volatilidad es similar a la del O2. Asimismo, tampoco se detectó ozono.

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El cometa el 18 de octubre de 2015. Fuente: ESA-Rosetta-NavCam.

Durante el periodo de seis meses de estudio, Rosetta se dirigió en dirección al Sol siguiendo su órbita a una distancia de entre 10-30 km del núcleo. A pesar de que la distancia con el Sol iba disminuyendo, la proporción O2/H2O permaneció constante todo el tiempo y tampoco cambió con la longitud o latitud de Rosetta sobre el cometa.

De forma más detallada, la proporción O2/H2O se vio disminuida por la presencia de cantidades muy abundantes de H2O, una observación que puede estar influenciada por el agua congelada de la superficie detectada en el ciclo diario de sublimación-condensación. El equipo exploró posibilidades que expliquen la presencia y abundancia continuamente elevada de O2 y su relación con el agua, así como la falta de ozono, considerando en un principio la fotólisis y radiólisis del hielo sobre una serie de escalas de tiempo.

En la fotólisis, los fotones rompen las uniones entre moléculas, mientras que la radiólisis implica fotones más energéticos o electrones e iones más rápidos que aportan energía al hielo y a las moléculas ionizadas, un proceso que se observa en las lunas heladas del Sistema Solar exterior y en los anillos de Saturno. Ambos procesos pueden, en principio, conducir a la formación y liberación de oxígeno molecular.

La radiólisis habría actuado durante los miles de millones de años en los que el cometa ha estado ubicado en el Cinturón de Kuiper y habría ayudado a incrementar el O2 a varios metros de profundidad. En cambio, estas capas superiores habrían sido eliminadas con el tiempo debido al desplazamiento del comenta en su órbita en el Sistema Solar, descartando este fenómeno como el origen del O2 que encontramos en el presente.

Un proceso de generación de O2 más reciente vía radiólisis y fotólisis mediante partículas de viento solar y fotones UVA podría haber tenido lugar en los micrómetros superiores del cometa. Pero si esta fuera la fuente principal de O2 habría cabido esperar ver una disminución del ratio O2/H2O con la eliminación de esta capa durante el lapso de seis meses de nuestras observaciones.

La generación instantánea de O2 también parece poco probable, ya que produciría ratios de O2 variables según las diferentes condiciones de iluminación. Por el contrario, resulta más probable que el O2 principal fuera incorporado de alguna manera a los hielos del cometa durante su formación y esté siendo liberado en forma de vapor de agua en el presente.

En un escenario dado, el O2 gaseoso sería incorporado por primer a vez al hielo durante la fase temprana de la nebulosa protosolar de nuestro Sistema Solar. Los modelos químicos de los discos protoplanetarios predicen que quedaría una cantidad abundante de O2 gaseoso disponible en la zona de formación del cometa, pero sería necesario un enfriamiento rápido a temperaturas entre los –173º C mínimo y los –243º C máximo para formar hielo con O2 atrapados en partículas de polvo. Las partículas tendrían que incorporarse posteriormente al cometa sin sufrir ninguna alteración química.

Otras posibilidades incluyen que el Sistema Solar haya sido originado en una parte inusualmente cálida de una densa nube molecular, a temperaturas situadas a unos 10-20º C por encima de los –263º C que se esperaría de dichas nubes. Esto sigue siendo coherente con las estimaciones de las condiciones de formación del cometa en la nebulosa solar exterior y también con hallazgos anteriores del cometa de Rosetta en relación a la reducida cantidad de N2.

Otra posibilidad es que la radiólisis de partículas de polvo helado podría haberse producido antes de la formación del cometa en un cuerpo más grande. En este caso, el O2 habría quedado retenido en los huecos de hielo de las partículas mientras el hidrógeno se disolvía, evitando transformar el O2 en agua y dando como resultado un aumento y estabilización del nivel de O2 en el hielo.

La incorporación de tales partículas de hielo en el núcleo explicaría la estrecha relación con el H2O que observamos actualmente en el cometa. Independientemente de cómo se formase, el O2 también fue protegido de algún modo durante la fase de formación del cometa. Esto debió producirse de manera gradual para evitar que el O2 disminuyera a causa de otras reacciones químicas. Este resultado puede tener consecuencias en nuestros modelos de evolución del Sistema Solar.

Fuente:
Nota de prensa de ESA-Rosetta de 29 octubre 2015


Y… ¿Por qué el cometa de Rosetta tiene forma de pato?

Los científicos de la misión Rosetta de la ESA han descubierto que el cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko está formado por dos cometas independientes que chocaron a baja velocidad en el Sistema Solar primitivo, dándole su característica forma de “pato de goma”.

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En estas imágenes se puede ver con claridad que los dos lóbulos están envueltos en varias capas de materia, y parece que esta estructura estratificada se extiende varios cientos de metros bajo su superficie. Fuente: ESA-ROSETTA-OSIRIS.

El origen de la estructura bilobulada de este cometa había sido una gran incógnita desde que Rosetta observó su núcleo por primera vez en julio de 2014. Los científicos habían propuesto dos hipótesis: o bien era el resultado de la unión de dos cometas, o el cuello había sido formado por la erosión localizada de un único objeto.

Ahora, los científicos han encontrado la respuesta a este enigma. Las fotografías de alta resolución tomadas por Rosetta entre el 6 de agosto de 2014 y el 17 de marzo de 2015 han permitido estudiar los estratos que recubren todo el núcleo, demostrando que su peculiar forma es el resultado de una colisión a baja velocidad entre dos cometas independientes.

Es una estructura similar a la de una cebolla, solo que en este caso hay dos cebollas de distinto tamaño que crecieron de forma independiente antes de quedar unidas. Estos resultados han sido publicados en la revista Nature, y fueron presentados en el Congreso Europeo de Ciencias Planetarias en Nantes, Francia.

Para llegar a esta conclusión, el equipo investigador identificó más de 100 terrazas en las imágenes de la superficie del cometa, y catalogó las capas de materia que habían quedado expuestas en las paredes de fosas y acantilados. Luego se preparó un modelo tridimensional del cometa para determinar las direcciones de las pendientes y visualizar cómo se extendían estos estratos en el subsuelo.

Rápidamente quedó claro que las estructuras presentaban una orientación coherente en cada uno de los lóbulos del cometa, y en algunos lugares los estratos se extendían hasta una profundidad de unos 650 metros. Esta fue la primera pista de que los dos lóbulos se habían formado de forma independiente, hipótesis que quedó reforzada cuando se descubrió que los estratos estaban inclinados en direcciones opuestas en la región del cuello del cometa.

Para estar seguros, se estudió la relación entre la dirección de la gravedad local y la orientación de los estratos a lo largo de toda la superficie del cometa. En términos generales, los estratos deberían estar orientados de forma perpendicular a la gravedad local. El equipo desarrolló varios modelos para calcular la intensidad y la dirección de la gravedad en distintos puntos del cometa.

Un modelo consideraba al cometa como un único objeto, con su centro de masas cerca de la región del cuello. Otro partía de la base de que se trataba de dos cometas independientes, cada uno con su propio centro de masas. Los científicos descubrieron que la gravedad local estaba más próxima a la perpendicular de los estratos en el modelo con dos objetos independientes.

Esto sugiere que las envolturas estratificadas que cubren la “cabeza” y el “cuerpo” del cometa se formaron de forma independiente, antes de que los dos cuerpos se uniesen. Tuvo que ser una colisión a baja velocidad para preservar unos estratos tan ordenados hasta la profundidad que indican nuestros datos. Por otra parte, la sorprendente semejanza estructural entre los dos lóbulos sugiere que, a pesar de ser cuerpos independientes, se formaron a través de un proceso de acreción similar.

Ya se había detectado una estratificación similar en otros cometas, sobrevolados en misiones anteriores, lo que sugiere que éstos también pasaron por un proceso de formación similar. Finalmente, el equipo descubrió que aunque la erosión no fuese el origen de la forma bilobulada del cometa, era un proceso que seguía jugando un papel muy importante en la evolución de su estructura.

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La región Anubis en el “cuello” del cometa. Fuente: ESA.

Las diferencias locales en la superficie del cometa estarían provocadas por distintas tasas de sublimación de los compuestos volátiles atrapados en los diferentes estratos, que no están distribuidos de forma uniforme por todo el cometa.

Este estudio “The two independent and primitive envelopes of the bilobate nucleus of comet 67P/C-G”, de M. Massironi et al., fue presentado en el Congreso Europeo de Ciencias Planetarias en Nantes, Francia, y publicado en www.nature.com.

Fuente:
Noticia de ESA, de 29 septiembre 2015


Catástrofe en VFTS 352, el beso final de dos estrellas

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Usando el Very Large Telescope, de ESO, un equipo internacional de astrónomos ha descubierto la estrella doble más caliente y masiva, cuyas componentes están tan cerca la una de la otra que se tocan. Las dos estrellas, situadas de este sistema extremo, podrían encaminarse hacia un dramático final, durante el cual las dos estrellas se fundirán para crear una sola estrella gigante o acabarán formando un agujero negro binario.

El sistema estelar doble VFTS 352 está situado a unos 160.000 años luz de distancia en la Nebulosa de la Tarántula. Esta interesante región es el vivero más activo de nuevas estrellas en el universo cercano, en la que se han hecho muchos importantes descubrimientos, como el de la estrella con la rotación más rápida (ver noticia eso1147), una estrella fugitiva extremadamente masiva, y una estrella solitaria muy masiva (eso1117). Está ayudando a responder muchas preguntas fundamentales relacionadas con cómo afecta la rotación a las estrellas masivas, los sistemas binarios y la dinámica en densos cúmulos de estrellas.

VFTS 352 está formada por dos estrellas de tipo O, muy calientes, brillantes y masivas de períodos orbitales algo mayores que un día. Los centros de las estrellas están separados por sólo 12 millones de kilómetros. De hecho, las estrellas están tan cercanas que sus superficies se superponen y se ha formado un puente entre ellas. VFTS 352 no es sólo la más masiva conocida en esta pequeña clase de binarias de contacto (tiene una masa combinada de cerca de 57 veces la del Sol), sino que también contiene los componentes más calientes, con temperaturas superficiales que superan los 40.000 grados Celsius.

Las estrellas extremas como estas que componen VFTS 352, juegan un papel clave en la evolución de las galaxias y se cree que son las principales productoras de elementos como el oxígeno. Estas estrellas dobles también están vinculadas a comportamientos exóticos como el mostrado por las “estrellas vampiro”, donde una estrella acompañante menor absorbe materia de la superficie de su vecina más grande (ver eso1230).

Sin embargo, en el caso de VFTS 352, ambas estrellas del sistema son de tamaño casi idéntico. Por tanto, el material no es atraído de una estrella a otra, sino que puede ser compartido, ya que en esta binaria de contacto, ambas estrellas sobrepasan sus lóbulos de Roche. Se estima que las estrellas que forman VFTS 352 comparten cerca del 30 por ciento de su material.

Este tipo de sistema es muy raro porque esta etapa en la vida de las estrellas es corta, lo que hace difícil observarlas “in fraganti”. Debido a que las estrellas están tan cerca la una de la otra, los astrónomos piensan que potentes fuerzas de marea hacen que aumente la mezcla de los materiales en los interiores estelares. En este sentido, VFTS 352 es el mejor de los casos encontrados hasta ahora de estrella doble masiva y caliente que presenta este tipo de mezcla interna.

Los astrónomos predicen que VFTS 352 se enfrentará a un destino catastrófico que puede acabar de dos maneras: el primer resultado potencial es la fusión de las dos estrellas, que probablemente produciría una única estrella gigante de rotación rápida y, posiblemente, magnética. Si sigue girando rápidamente podría terminar su vida como una de las explosiones más energéticas del universo, conocida como un estallido de rayos gamma de larga duración.

Los estallidos de rayos gamma (GRB, de Gamma-ray Bursts) son estallidos de rayos gamma altamente energéticos detectados por satélites en órbita. Hay de dos tipos: de corta duración (menos de unos pocos segundos) y de larga duración (más de unos segundos). Los más comunes son los de larga duración y se cree que nos indican la muerte de estrellas masivas, asociándolos a una clase de explosiones de supernova muy energéticas.

La segunda posibilidad es que si las estrellas se mezclan lo suficientemente bien, ambas permanecen compactas y el sistema VFTS 352 podrá evitar la fusión. Esto llevaría a los objetos por un nuevo camino evolutivo que es completamente diferente de las predicciones de la evolución estelar clásica. En el caso de VFTS 352, las componentes probablemente acabarían sus vidas como explosiones de supernova, formando un sistema binario cercano de agujeros negros. Un objeto de estas características sería una intensa fuente de ondas gravitacionales.

Probar la existencia de este segundo camino evolutivo predicho por la teoría de la relatividad general sería un gran avance observacional en el campo de la astrofísica estelar. Pero, independientemente de cómo se enfrente VFTS 352 a su desaparición, este sistema ya ha proporcionado a los astrónomos nueva y valiosa información sobre los poco conocidos procesos evolutivos de los sistemas de estrellas binarias de contacto masivas.

Este trabajo de investigación se ha presentado en el artículo titulado “Discovery of the massive overcontact binary VFTS 352: Evidence for enhanced internal mixing”, por L. Almeida et al., publicado en la revista Astrophysical Journal.

Fuente:
Comunicado científico de ESO de 21 de octubre de 2015


Un asteroide pasó cerca de la Tierra en Halloween

Un asteroide (2015TB145) de unos 400 metros de ancho pasó cerca de la Tierra el 31 de octubre pasado, enfatizando una vez más la necesidad de una vigilancia rigurosa del espacio.

El descubrimiento de esta roca espacial se hizo sólo 21 días antes, el día 10 de octubre, desde Hawai, y confirmado 12 horas después por ESA desde su observatorio en Tenerife. Pasó a unos 480.000 km, y a una velocidad de 35 km/s respecto a la Tierra, más rápida que los otros asteroides cercanos.

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El hecho de que un asteroide cercano a la Tierra (NEO), tan grande y capaz de hacer mucho daño si hubiese caído a la Tierra, fuera descubierto sólo 21 días antes de su mayor acercamiento demuestra la necesidad de mantener una vigilancia diaria del espacio.

La ESA tiene su propio departamento dedicado a ello: la oficina “Space Situational Awareness”. Actualmente, ESA está desarrollando su sistema automatizado, llamado “Fly-Eye” de rastreos de estos objetos, que estará listo a finales de 2016.

Según los cálculos, no hay posibilidad de que este asteroide choque con la Tierra en los próximos 100 años, por lo que no está incluido en la lista oficial de NEOs con riesgo de colisión.

No se sabe nada de las características del asteroide salvo por los datos obtenidos con las observaciones en infrarrojo, hasta la fecha. El diámetro es de unos 400 metros, pero con gran incertidumbre, que mejorará cuando se procesen las observaciones de radar de noviembre 2015 de Goldstone y Green Bank.

Se estima que hay actualmente unos 5000 NEOs de ese tamaño, de los cuales gran parte aún no han sido descubiertos. Los objetos de este tamaño son detectados normalmente en rastreos automáticos. La diferencia es que siendo tan grandes, pueden ser descubiertos cuando aún están lejos de nuestro planeta, hasta a 2,5 Unidades Astronómicas, no como sucedió en este caso.

Fuente:
Noticia de ESA de 28 de octubre de 2015


El Saco de Carbón, más de cerca

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En esta nueva imagen, captada por la cámara Wide Field Imager (instalada en el Telescopio MPG/ESO de 2,2 metros, en el Observatorio La Silla de ESO, en Chile), las manchas oscuras casi bloquean la luz de un rico campo de estrellas. Las tenues áreas de color son pequeñas partes de una enorme nebulosa oscura conocida como Saco de Carbón, uno de los objetos más destacados de este tipo, visible a simple vista. Dentro de millones de años, trozos de esta nebulosa se encenderán con el brillo de numerosas estrellas jóvenes.

La nebulosa Saco de Carbón se encuentra a 600 años luz de distancia, en la constelación de Crux (la Cruz del Sur). La silueta de este enorme y oscuro objeto contrasta sobre la banda luminosa y estrellada de la Vía Láctea y, por esta razón, la nebulosa es conocida en el hemisferio sur desde que nuestra especie existe.

El primero en dar a conocer la existencia de la nebulosa Saco de Carbón a Europa, en 1499, fue el explorador español Vicente Yáñez Pinzón. Más tarde, la nebulosa obtuvo el sobrenombre de Nube Oscura de Magallanes, un juego de palabras dado su negro aspecto en comparación con el brillante resplandor de las dos nubes de Magallanes, que son en realidad galaxias satélite de la Vía Láctea. Estas dos galaxias son claramente visibles en el cielo austral y llamaron la atención de los europeos durante las exploraciones de Fernando de Magallanes en el siglo XVI. Sin embargo, la Saco de Carbón no es una galaxia. Como otras nebulosas oscuras, en realidad es una nube interestelar de polvo tan espesa que impide que la mayor parte de la luz de las estrellas del fondo llegue a los observadores terrestres.

Un número significativo de las partículas de polvo que hay en las nebulosas oscuras tienen sobre su superficie capas de agua congelada, nitrógeno, monóxido de carbono y otras moléculas orgánicas simples. Los granos resultantes impiden en gran medida que la luz visible pase a través de la nube cósmica. Para hacerse una idea de cuán oscura es la nebulosa Saco de Carbón, en 1970, el astrónomo finlandés Kalevi Mattila publicó un estudio estimando que esta nebulosa tiene sólo un 10% de la luminosidad de la Vía Láctea circundante. Sin embargo, sí que deja pasar algo de la luz de las estrellas de fondo, tal y como podemos comprobar en esta nueva imagen ESO y en otras observaciones llevadas a cabo por telescopios modernos.

La poca luz que consigue atravesar la nebulosa no llega hasta nosotros sin haber sufrido algunos cambios. La luz que vemos en esta imagen se ve más roja de lo que debería ser. Esto se debe a que el polvo de las nebulosas oscuras absorbe y dispersa más la luz azul de las estrellas que la roja, haciendo que la estrella se vea varios tonos más rojiza de lo que es en realidad.

Dentro de millones de años, los días oscuros de la nebulosa Saco de Carbón llegarán a su fin. Las densas nubes interestelares como ésta contienen mucho polvo y gas, la materia prima para formar nuevas estrellas. A medida que el material perdido en la nebulosa vaya uniéndose bajo la atracción de la gravedad, irán naciendo estrellas que se “encenderán” y las “pepitas” de carbón de este saco empezarán a “quemarse”, casi como si ardieran a causa de una llama.

Fuente:
Fotonoticia de ESO de 14 de Octubre de 2015


Ondas extrañas recorriendo un disco protoplanetario

Usando imágenes del Very Large Telescope de ESO y del Telescopio Espacial Hubble de la NASA y la ESA, los astrónomos han descubierto estructuras nunca antes vistas en un disco de polvo alrededor de una estrella cercana. Las veloces formas parecidas a ondas detectadas en el disco de la estrella AU Microscopii, no se parecen a nada visto, o predicho, con anterioridad. El origen y la naturaleza de este fenómeno suponen un nuevo misterio que los astrónomos deberán resolver.

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AU Microscopii, o AU Mic, para abreviar, se encuentra a sólo 32 años luz de la Tierra. Es una joven estrella cercana rodeada por un gran disco de polvo formado esencialmente de asteroides que han chocado con tal violencia que fueron literalmente molidos, convirtiéndose en polvo.

Estudiar estos discos de desechos pueden proporcionar valiosas pistas acerca de cómo se crean los planetas, ya que estos se forman en estos discos. Los astrónomos han estado buscando cualquier cosa que sugiriera la presencia de zonas grumosas o deformadas en el disco de AU Mic, ya que tales signos pueden indicarnos la ubicación de posibles planetas. Y en 2014 descubrieron algo insólito gracias al nuevo instrumento SPHERE de ESO (instalado en el Very Large Telescope), con gran capacidad para hacer imágenes de alto contraste.

Las nuevas imágenes muestran cinco arcos en forma de onda a distancias diferentes de la estrella, que se parecen a ondas en el agua. Tras detectar este fenómeno en los datos de SPHERE, el equipo recurrió a imágenes anteriores del disco tomadas en 2010 y 2011 por el telescopio espacial Hubble de NASA/ESA, para ver si también era visible en ellas. No sólo fueron capaces de identificar las ondas en las anteriores imágenes del Hubble, sino que también descubrieron que habían cambiado con el tiempo. Resulta que estas ondas se mueven muy rápidamente.

Se reprocesaron imágenes del Hubble y se obtuvo información suficiente como para seguir el movimiento de este extraño fenómeno durante un período de cuatro años y descubriendo que los arcos se están alejando de la estrella a velocidades de hasta 40.000 kilómetros por hora.

Las ondas más alejadas de la estrella parecen moverse más rápidamente que las que están más cerca. Al menos tres de las formas de arco se están moviendo tan rápido que podrían estar escapando de la atracción gravitatoria de la estrella. Unas velocidades tan altas descartan la posibilidad de que se trate de un fenómeno característico de un disco convencional causado por objetos, como planetas, que perturban el material del disco mientras que orbitan la estrella. Debe haber habido algún proceso más involucrado para generar esa velocidad en las ondas y hacer que se muevan tan rápidamente.

Todo lo relacionado con este hallazgo es bastante sorprendente, y dado que nada de esto ha sido observado o predicho teóricamente con anterioridad, sólo se pueden hacer hipótesis sobre de qué objeto se trata y cómo surgió.

Se han considerado y descartado una serie de fenómenos para explicarlo, incluyendo la colisión de dos objetos raros y masivos similares a asteroides liberando grandes cantidades de polvo y ondas espirales provocadas por inestabilidades en la gravedad del sistema.

Pero hay otras ideas que han tenido en cuenta y que parecen ser más prometedoras. Una de ellas relaciona la extraña estructura con las llamaradas de la estrella. AU Mic es una estrella con alta actividad en cuanto a fulguraciones, desprendiendo a menudo enormes y repentinas ráfagas de energía desde o cerca de su superficie. Una de esas llamaradas quizás pudo haber disparado algo en uno de los planetas, si es que hay planetas, como una extracción violenta de material que ahora podría estar propagándose a través del disco, propulsado por la fuerza de la llamarada.

El equipo científico planea seguir observando el sistema AU Mic con SPHERE y otras instalaciones, incluyendo ALMA, para tratar de entender qué está sucediendo. Pero, por ahora, estas curiosas ondas siguen siendo un misterio sin resolver.

Este trabajo de investigación se presenta en el artículo científico titulado “Fast-Moving Structures in the Debris Disk Around AU Microscopii”, que aparece en la revista Nature el 8 de octubre de 2015.

Fuente:
Comunicado científico de ESO de 7 de octubre de 2015


Las Nubes de Magallanes y un filamento interestelar, vistos en otra luz

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Las dos Nubes de Magallanes y el filamento, a la luz del satélite Planck. Fuente: ESA-PLANCK.

Esta imagen proporcionada por el satélite Planck, de la ESA, muestra las dos Nubes de Magallanes, que se cuentan entre las galaxias más próximas a nuestra Vía Láctea. La Gran Nube de Magallanes, a unos 160.000 años luz de distancia, es la gran mancha roja y anaranjada en el centro de la imagen. La Pequeña Nube de Magallanes, a unos 200.000 años luz de distancia, es el objeto situado abajo a la izquierda, de forma vagamente triangular.

Con una masa equivalente a 7.000 y 10.000 millones de masas solares respectivamente, estas galaxias están clasificadas como enanas. La Vía Láctea y otra de sus vecinas, Andrómeda, tienen masas de unos pocos cientos de miles de millones de masas solares cada una.

Las Nubes de Magallanes no son visibles desde nuestras latitudes, muy al Norte, y no fueron introducidas en la astronomía europea hasta principios del siglo XVI. Sin embargo eran conocidas desde mucho antes por muchas civilizaciones en el hemisferio Sur, así como por astrónomos de Oriente Medio.

Planck detectó el polvo interestelar en las Nubes de Magallanes mientras barría el cielo para estudiar con un grado de detalle sin precedentes el fondo cósmico de microondas, la luz más antigua del universo. De hecho, Planck detectó emisión de prácticamente todo lo que brillaba entre el propio satélite y el fondo cósmico de microondas, a las frecuencias a las que era sensible.

Entre estas fuentes situadas delante del fondo hay numerosas galaxias, más y menos lejanas, así como material interestelar de la Vía Láctea. Los astrónomos deben eliminar esta emisión si quieren acceder a la información que atesora la luz del fondo cósmico. Pero pueden usar las observaciones de estos objetos que se interponen para investigar cómo se forman las estrellas en las galaxias, incluida la nuestra.

El polvo interestelar, procedente del medio difuso que impregna nuestra galaxia, es la mezcla de nubes color rojo, naranja y amarillo en la parte superior de la imagen. Es el polvo de un gran complejo de formación estelar en una constelación del Sur, el Camaleón.

Puede verse además un filamento que sale desde las densas nubes del Camaleón, en la parte superior izquierda, hacia la esquina opuesta de la imagen.

Situado en apariencia entre las dos Nubes de Magallanes, tal como se veían desde donde está Planck, este filamento de polvo se encuentra, en realidad, mucho más próximo a nosotros, a sólo unos 300 años-luz. La imagen muestra lo bien que se alinea esta estructura con el campo magnético de la galaxia, representado como la textura de la imagen, según estimaciones realizadas a partir de las medidas de Planck.

Comparando la estructura del campo magnético y la distribución de polvo interestelar en la Vía Láctea los científicos pueden estudiar la distribución relativa de nubes interestelares y del campo magnético ambiental. Mientras en el caso de las nubes de filamentos que muestra la imagen la estructura se alinea en dirección al campo magnético, en las nubes más densas donde se forman las estrellas los filamentos tienden a ser perpendiculares al campo magnético interestelar.

La parte inferior derecha de la imagen es una de las regiones de menor brillo en el cielo a las frecuencias de Planck. Las marcas azules señalan concentraciones muy bajas de polvo cósmico. De forma similar, la estructura de la textura está causada sobre todo por ruido instrumental, más que por procesos reales en el campo magnético.

La emisión del polvo se calcula a partir de una combinación de las observaciones de Planck a 353, 545 y 857 GHz, mientras que la dirección del campo magnético se basa en los datos de polarización de Planck a 353 GHz. La imagen abarca unos 40º.

Estos datos e imágenes puntuales de esta zona, publicados el 8 de septiembre de 2015, son parte del estudio completo con datos de Planck que se está realizando, y del que se publicaron imágenes preliminares el 5 de febrero de 2015 mostrando la emisión polarizada del cielo completo y la estructura de nuestra Vía Láctea.

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La interacción entre el polvo interestelar en la Vía Láctea y la estructura del campo magnético de nuestra galaxia, detectada por el satélite de ESA Planck, mostrando todo el cielo. Fuente: ESA and the Planck Collaboration.

Planck rastreó todo el cielo para detectar la luz más antigua de la historia del Universo, el fondo cósmico de microondas. Detectó también una importante emisión de primer plano procedente del material difuso presente en nuestra galaxia que, aunque es un estorbo para los estudios de cosmología, es muy importante para estudiar el nacimiento de las estrellas y otros fenómenos de nuestra galaxia.

Entre las fuentes cercanas que puede detectar Planck está el polvo cósmico, un componente menor, pero crucial del medio interestelar que impregna la galaxia y principalmente gas, componen materia prima para formar las estrellas.

Las nubes interestelares de gas y polvo están surcadas por el campo magnético de la galaxia, y los granos de polvo tienden a alinearse con su eje mayor perpendicularmente a la dirección del campo. Como resultado, la luz emitida por los granos de polvo está parcialmente polarizada, vibra en una dirección preferente y como tal, puede ser detectada por los detectores sensibles a la luz polarizada de Planck.

Los científicos del equipo están utilizando este método para reconstruir el campo magnético de la galaxia y estudiar su papel en la formación de estructuras en la Vía Láctea que influyan en la formación estelar.

En la imagen en color, se puede apreciar la estructura de las nubes interestelares de la Vía Láctea. Su textura de basa en medidas de la dirección de polarización de la luz emitida por el polvo, que a su vez indica la orientación del campo magnético.

Fuentes:
Noticia de ESA-Planck de 8 de septiembre de 2015
Fotonoticia de ESA-PLANCK de 5 de febrero 2015


Las primeras galaxias gigantes identificadas por el telescopio VISTA

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El telescopio de rastreo VISTA, de ESO, ha descubierto gran cantidad de galaxias masivas previamente ocultas que existieron en la infancia del universo. Al descubrirlas y poder estudiar más sobre ellas, por primera vez los astrónomos han descubierto exactamente cuándo surgieron estas monstruosas galaxias.

Simplemente contando el número de galaxias en una zona del cielo, ponemos a prueba las teorías de los astrónomos sobre formación y evolución de galaxias. Sin embargo, una tarea tan simple se convierte en algo cada vez más difícil cuando los astrónomos intentan contar las galaxias más distantes y más débiles. Y se complica aún más por el hecho de que las galaxias más brillantes y más fáciles de observar (las galaxias más masivas del universo) son más escasas cuanto más penetran los astrónomos en el pasado del universo, mientras que las más menos brillantes (pero más numerosas) son aún más difíciles de detectar.

Ahora, un equipo de astrónomos de la Universidad de Groninga, ha sacado a la luz la existencia de muchas galaxias lejanas que habían escapado de los escrutinios anteriores. Utilizando imágenes del sondeo UltraVISTA de Spitzer, uno de seis proyectos que utiliza VISTA, para rastrear el cielo en longitudes de onda del infrarrojo cercano y hacer un censo de galaxias débiles en una época en la que la edad del universo estaba entre los 750 y los 2.100 millones de años.

UltraVISTA ha estado tomando imágenes de la misma zona del cielo de 1,95 grados cuadrados, desde diciembre de 2009. Se trata de la zona más grande del cielo de la que se han obtenido imágenes hasta ahora a ese nivel de profundidad en longitudes de onda infrarrojas entre 0,88 y 2,15 µm. El equipo combinó las observaciones de UltraVISTA con las del Telescopio Espacial Spitzer de la NASA, que sondea el cosmos en longitudes de onda del infrarrojo medio (3,6 y 4,5 µm).

Se descubrieron así 574 galaxias masivas nuevas, la muestra más grande jamás reunida de este tipo de galaxias ocultas del universo temprano. Estudiarlas permitirá responder a una pregunta simple pero importante: ¿cuándo aparecieron las primeras galaxias masivas?

Obtener imágenes del Cosmos en longitudes de onda infrarrojas ha permitido a los astrónomos ver objetos que están oscurecidos por el polvo y son extremadamente distantes, creadas durante la infancia del universo. Cuanto más lejana es una galaxia, más rápido parece alejarse de un observador situado en la Tierra debido a la expansión del universo. Este estiramiento hace que la luz de estos objetos distantes se mueva a zonas más rojas del espectro, lo que significa que se necesitan observaciones en el infrarrojo cercano y medio para captar la luz de estas galaxias.

El equipo descubrió un gran aumento en el número de estas galaxias en un muy corto periodo de tiempo. Gran parte de las galaxias masivas (con más de 50.000 millones de veces la masa del Sol), que vemos ahora a nuestro alrededor, en el universo cercano, ya se habían formaron sólo 3.000 millones años después del Big Bang. No se encuentran estas galaxias masivas de corrimiento al rojo de 6, (equivalente a unos 900 millones de años después del Big Bang), así que las primeras galaxias masivas debieron formarse a partir de ese momento.

Además, los astrónomos descubrieron que las galaxias masivas eran más abundantes de lo que se había pensado. Estas galaxias antes ocultas suponen la mitad del número total de galaxias masivas presentes cuando el universo tenía entre 1.000 y 1.500 millones años (corrimientos al rojo entre 5 y 4).

Estos nuevos resultados, sin embargo, contradicen los modelos actuales de evolución de galaxias en el universo temprano, que no predicen la existencia de este tipo de galaxias monstruosas en esa época inicial. Para complicar aún más las cosas, si las galaxias masivas del universo temprano contienen más polvo que el predicho por los astrónomos, entonces ni siquiera UltraVISTA sería capaz de detectarlas. Si éste es el caso, las teorías actuales sobre cómo se formaron las galaxias en el universo temprano pueden requerir de una revisión completa.

ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) también buscará estas polvorientas galaxias que están cambiando las reglas del juego. Si se encuentran, también serán objeto de estudio para el Telescopio Europeo Extremadamente Grande (European Extremely Large Telescope de ESO, E-ELT), de 39 metros, que permitirá detalladas observaciones de algunas de las primeras galaxias.

Esta investigación se presentó en el artículo científico titulado “Spitzer Bright, UltraVISTA Faint Sources in COSMOS: The Contribution to the Overall Population of Massive Galaxies at z = 3-7”, por K. Caputi et al., que aparece en la revista Astrophysical Journal, Volume 810, Number 1, 2015; doi:10.1088/0004-637X/810/1/73

Fuente:
Comunicado científico de ESO de 18 de noviembre de 2015


Fusión: el final de una danza galáctica

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Galaxia en colisión detectada por el Telescopio Espacial Hubble. Fuente: ESA/Hubble & NASA, Acknowledgement: Judy Schmidt.

Esta galaxia captada por el Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA, está en pleno proceso de fusión de otras dos, esparciendo en el proceso una fina niebla de millones de estrellas perdidas a lo largo de grandes regueros. Esta imagen corresponde casi al final del proceso, siendo la parte más dramática anterior, en la que se dispararon rápidos fenómenos de creación estelar. Esos procesos agotaron la mayor parte del gas de las galaxias que colisionaron en la formación de esas estrellas que hoy vemos, dejando la galaxia resultante estéril, sin posibilidad de formar nuevas estrellas.

Mientras la violencia continúa disminuyendo, las nuevas estrellas se irán enrojeciendo a medida que envejecen, acabarán enfriándose y disminuyendo de brillo una a una y la galaxia irá poco a poco asentándose y atenuándose paulatinamente. La galaxia tiene por nombre 2MASX J16270254+4328340.

Fuente:
Noticias de NASA-HST. (Texto ESA) de 25 noviembre 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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14 Comentarios

  1. tomás:

    Querido Neo:
    En un conjunto tan interesante y profuso, resulta que no hay comentarios. ¿Por qué? Pues por su misma naturaleza de varios artículos metidos bajo un solo título.
    Mi propuesta es que, cuando Bernedo nos regale con su conocimiento, Neo descanse y no publique. Es que no hay tiempo para tanta información.
    Comprendo que en casos como este, con la Cumbre-clima peleando sobre nuestras cabezas, se multipliquen lo que se publique sobre el tema ambiental, pero en las ocasiones normales, podría hacerse, no añadiéndo la aportación de Bernedo como un artículo más.
    Un muy cordial saludo.

  2. tomás:

    Admirado Neo:
    He hecho un sencillo -pero quizá no correcto-cálculo de la densidad de la enana blanca del primer artículo de Bernedo y me sale nada menos que 533 x 10^6 kg/m^3. Pienso que está bien porque he seguidos dos caminos y la diferencia entre los resultados es, en un caso 532 y en otro 534 (pero nunca se sabe).
    El caso es que creo que para crearse un agujero negro es preciso, bien una masa enorme o una grandísima densidad que garantice esa enorme masa aunque sea en poco espacio. Así pues podemos tener un agujero negro de una densidad menor que la del agua pero con un volumen tan tremendo que la gravedad creada por su masa impida el escape de la radiación electromagnética.
    Si no he calculado mal, para la enana blanca, me sale una velocidad de escape cercana a la mitad de la correspondiente a la de la luz.
    Pero entonces yo me planteo, aunque parezca que me voy a otra cosa: en el Sol ha de haber una entropía muy baja (¿cierto?). En un agujero negro, en su superficie también será así (¿cierto?), pero en su interior ha de ser muy alta (no lo sé ¿?)
    Un abrazo.

  3. NeoFronteras:

    Estimado Tomás:
    Si el criterio fuera el número de comentarios hace tiempo que habrían desaparecido de aquí las noticias sobre Paleontología no humana.

    Usted ya dijo hace tiempo que el número de comentarios no es sinónimo del interés que despierta. El número de comentarios también depende de lo polémico que sea el tema.

    En cuanto al kiosco sus partes forman un todo que se publica en el boletín de la Agrupación Astronómica de Madrid. Como su periodicidad es de varios meses, algunas de las noticias son un poco antiguas y no se podrían poner por separado tan tarde en la página de actualidad de NF. Así queda más coherente. Aunque quizás sí se podría dividir en 2 o en 3 bloques.

  4. tomás:

    Querido Neo:
    La página es tuya y solo era una propuesta. Creo que, aunque tengas razón -y podemos estar de acuerdo- en que artículos de gran interés no se comentan y eso no significa nada dándose más intervenciones en temas polémicos, pero insisto en la excesiva información que se acumula cuando publica Bernedo.

    Aunque me interesa mucho más que me digas algo sobre mi segundo comentario.

    Un fuerte abrazo.

  5. NeoFronteras:

    Estimado Tomás:
    Las enanas blancas son muy densas.
    En cuanto a los agujeros negros estos tienen que tener una densidad muy alta, entendiendo esta como la masa dividida por el volumen determinado por el horizonte de sucesos. No se puede tener un agujero negro con una densidad menor que la del agua.
    Lo que impide el colapso es la temperatura o el principio de exclusión de Pauli en estrellas de neutrones.

    Lo de la entropía mejor no comparar, pues el Sol y los agujeros negros se rigen por “fuentes” de entropía diferentes.

  6. tomás:

    Querido Neo:
    Es lo que yo pensaba, y seguiré pensando si tú me lo dices, que la densidad habría siempre de ser muy alta en los agujeros negros, pero he leído por ahí, en Wikipedia: https://es.wikipedia.org/wiki/Agujero_negro_supermasivo lo siguiente: “La densidad media de un agujero negro supermasivo puede ser muy baja, de hecho puede ser menor que la del agua…”. Aunque si se razona un poco, la parte más densa debería atraer a la menos densa de modo que el volumen disminuyese y aumentase la densidad total a costa de ese volumen. Tampoco me convencen mucho esos ultraminiagujeros efímeros.
    Sobre lo que te comento del Sol, yo creo que la entropía en él ha de ser menor que en su exterior, por ejemplo que en su derredor, pues así podría ir aumentando conforme se consume. Y me coordinaría con que el tiempo fuese más lento en sus proximidades.

  7. NeoFronteras:

    Bueno, el caso de los agujeros negros supermasivos es diferente. No es el contexto del que estábamos hablando. Estos son realmente pesados y su horizonte está muy lejos de su singularidad. Entre ambos hay un inmenso espacio vacío.
    Para que en un agujero negro de estos tenga promedio la densidad del agua tiene que tener una masa de unos mil millones de soles, lo que no es poco.

  8. JavierL:

    Apoyaria que sea partida la información en 3 bloques… Es bastante que asimilar y para comentar cuesta… Y por otro lado, Quizás no tenga muchos comentarios pero algo es seguro, la calidad de los mismos es sumamente grande, siempre me enseñan algo.

    Siempre imaginé que para formarse un agujero negro la densidad debería ser astronómicamente grande. Hablar de densidades cercanas o hasta inferior al agua no lo sospechaba. Muchas gracias chicos.

    Ahora una pregunta,… Hablamos de densidades así porque tomamos el volumen del horizonte de sucesos, y tiene sentido porque no podemos ver debajo de ese horizonte… Ahora El cuerpo que forma realmente el agujero en su interior si “debería” tener grandes densidades ¿cierto?. ¿Quizás superior a una extrella de neutrones?

  9. NeoFronteras:

    Es que hacen falta densidades más que enormes. El problema es cuando definimos una densidad promedio considerando el volumen limitado por el horizonte. Entre la supuesta singularidad y el horizonte prácticamente sólo hay espacio vacío.
    Según la RG la densidad de la singularidad es infinita. Una teoría cuántica de la gravedad (si alguna la vez la conseguimos) debe decir que es altísima, pero no infinita.

  10. tomás:

    Querido Neo:
    Quizá no me contestas a lo que quiero saber por lo obvio de la cuestión: Si el Sol emite tantísima energía es porque su entropía es mucho más baja que en el exterior. Así, conforme nos acercamos a él la entropía disminuye. ¿Acierto?
    En cuanto a los agujeros negros, debe ser así: al tomar como volumen el limitado por el horizonte de sucesos, este puede estar muy alejado de la singularidad y por ello puede dar una bajísima densidad. Quizá cuanto más masivo es el “nucleo”, el horizonte esté más alejado de él. Eso salvaría la necesidad -a mi entender- de una altísima densidad del agujero negro con la densidad tomada considerando el horizonte.
    Un abrazo.

  11. NeoFronteras:

    Sí, a más masa el horizonte está más lejos de la singularidad.

  12. tomás:

    ¡Mira que eres malo, Neo! Anda, sé bueno y dime lo del Sol. De todas formas, gracias por ayudarme en la seguridad del resto.
    Un abrazo.

  13. NeoFronteras:

    El Sol y los agujeros negros son termodinámicamente distintos. Tampoco podemos extrapolar lo que sabemos sobre entropía en sistemas tradicionales como el Sol a agujeros negros.
    En cuanto a que disminuya la entropía según nos acercamos al Sol, pues no, aunque sea una variable extensiva. En este caso no es una propiedad del espacio o algo así.

  14. tomás:

    Muchísimas gracias, querido Neo.
    Pero no digo que sea una propiedad del espacio. En mi concepción del tema -posiblemente errónea- pienso que la entropía es una propiedad de los sistemas. Lo que sucede es que un sistema es lo que yo quiera estudiar. Por ejemplo puedo escoger la Tierra, o el Sol, o, ya en ello, una esfera que rodee e incluya al Sol hasta, por ejemplo, cien mil km de distancia de su superficie. Sé que la gravedad en la superficie del Sol será mayor que en la superficie de esa esfera imaginaria, y creo que la entropía en el Sol, será menor que en el sistema que he imaginado que incluye al Sol y a ese espacio a su alrededor. También, creo que el tiempo transcurre más despacio cuanto mayor es la gravedad. Por tanto un reloj irá más lento en la superficie del Sol que en ese límite imaginario del sistema a cien mil km de distancia.
    No deseo molestarte ni hacerte perder el tiempo, pero ¿podrías decirme algo desde este punto de vista? Es que quizá me expresé mal en mi pregunta anterior.
    Un muy agradecido abrazo.

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