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 27 de julio pasado, la Agencia Espacial Europea (ESA), ha decidido desconectar el interfaz que se utiliza para las comunicaciones entre la nave espacial Rosetta y su sonda de superficie, Philae, que ha estado en silencio desde hace ya un año, después de su accidentado aterrizaje. Se trata de parte de los preparativos para el final de la misión de Rosetta. A finales de julio de 2016 la nave espacial estará ya a unos 520 millones de kilómetros del Sol y afrontará una pérdida significativa de energía, unos 4W por día. Con el fin de continuar las operaciones científicas en los próximos dos meses y para maximizar su retorno científico, es necesario comenzar a reducir la potencia consumida por la carga útil de los componentes no esenciales a bordo.
Rosetta no ha recibido ninguna señal de Philae desde julio de 2015, y a principios de este año, el módulo de aterrizaje fue declarado en estado de hibernación eterna. A pesar de esto, la conexión se mantuvo hasta ahora ante la posibilidad de que Philae despertase. Aunque Rosetta ha sobrevolado el cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko a tan sólo 10 kilómetros de su superficie, no se ha recibido ninguna señal desde el módulo de aterrizaje.
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El 26 de agosto, Rosetta publicaba un nuevo descubrimiento de gran importancia y que se publica en su página web (http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/Rosetta_captures_comet_outburst). Se trataba de una gran erupción de gas y polvo posiblemente causada por un “corrimiento de tierra”. Fue observada el 19 de febrero desde una distancia de 35km y fue registrada por todos sus instrumentos, llegando Rosetta a ser bombardeada, registrando su detector 200 partículas de polvo durante tres horas (la cuenta habitual era de 3-10 impactos diarios).
Rosetta sigue aportando gran cantidad de datos, pero ya se va alejando a gran velocidad de nosotros y se planea estrellarla sobre el cometa hacia el 30 de septiembre. Despedimos a esta sonda que nos ha hecho entender mucho mejor los cometas.
En cuanto a la Agencia Japonesa JAXA, ha reconocido que la pérdida del satélite de rayos-X Hitomi, se debió a un error de software que hizo que girara cada vez más rápido hasta romper y perder sus paneles solares. Esta fragmentación ocurrió en marzo de 2016, un mes después de haber sido lanzada, malogrando los tres años de observaciones que debería haber llevado a cabo. No obstante, antes de fragmentarse, la sonda envió datos importantes de los gases que están escapando del Cúmulo de Galaxias de Perseo.
Debido al alto porcentaje de fallos de sus misiones, la agencia japonesa está intentando hacer “borrón y cuenta nueva” para sus próximas misiones, entre las cuales se cuenta un orbitador magnetosférico que viajará a bordo de la misión BepiColombo de la Agencia Espacial Europea (ESA) a Mercurio, el año próximo.
Casi al cerrar el trimestre surgió la noticia del descubrimiento de un planeta en la zona de habitabilidad de Proxima Centauri. Todavía no sabemos gran cosa de ese sistema, pero las revistas de divulgación y los medios en general ya especulan con una posible misión a la estrella, sin pararse a considerar lo complicado del equilibrio (si lo tiene) de ese planeta: una estrella madre activa, inestable; sometido a grandes fuerzas de marea, a rayos-X y ultravioleta y barrido por las erupciones viento solar de su estrella, a la que está tan cercana. Tamaño entusiasmo parece prematuro; habrá que confirmar el descubrimiento y contar con datos más fiables. Tendremos que tener paciencia para saber algo más de ese sistema, que aunque el más cercano a la Tierra, se encuentra muy lejos de nuestro alcance físico actual.
Descubierto un planeta terrestre en la zona habitable de Proxima Centauri
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Utilizando telescopios de ESO y otras instalaciones, un equipo de astrónomos ha encontrado claras evidencias de la presencia de un planeta orbitando la estrella más cercana a la Tierra, Próxima Centauri. Este mundo, tan intensamente buscado y bautizado como Próxima b, orbita alrededor de su fría y roja estrella cada 11 días y tiene una temperatura que permitiría la existencia de agua líquida en su superficie. Este mundo rocoso es un poco más masivo que la Tierra y es el exoplaneta más cercano a nosotros. También puede ser el planeta más cercano que pueda albergar vida fuera del Sistema Solar.
A poco más de cuatro años-luz del Sistema Solar, se encuentra una estrella enana roja que ha sido nombrada Próxima Centauri, dado que es la estrella más cercana a la Tierra aparte del Sol. Esta estrella fría de la constelación de Centaurus es demasiado débil para poder ser detectada a simple vista y se encuentra cerca de un par de estrellas, mucho más brillantes, conocidas como Alfa Centauri AB.
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Durante el primer semestre de 2016, Próxima Centauri fue observada con regularidad con el espectrógrafo HARPS, instalado en el Telescopio de 3,6 metros ESO en La Silla (Chile) y monitorizada simultáneamente con otros telescopios de todo el mundo. Esto formó parte de la campaña Pale Red Dot (“Punto rojo pálido”, ya que sería roja la luz de la estrella y en referencia al “Punto azul pálido” que mencionaba Carl Sagan), en la que un equipo de astrónomos, dirigido por Guillem Anglada-Escudé, de la Universidad Queen Mary de Londres, buscaba el pequeño “bamboleo” que provocaría en la estrella la existencia de un planeta en órbita.
Las primeras señales de un posible planeta se vieron en 2013, pero la detección no era convincente. Desde entonces, el equipo de astrónomos ha trabajado duramente para obtener más observaciones con la ayuda de ESO y de otras instituciones. La reciente campaña Pale Red Dot ha llevado casi dos años de planificación.
Al combinar los datos de Pale Red Dot con observaciones anteriores llevadas a cabo en observatorios de ESO y en otros lugares, se ha obtenido claramente un resultado verdaderamente emocionante. A veces, Próxima Centauri se aproxima a la Tierra a unos 5 kilómetros por hora (tan lento como el ritmo de una marcha humana normal) y, a veces, retrocede a la misma velocidad. Este patrón regular de cambio de velocidades radiales se repite con un período de 11,2 días. Ese análisis cuidadoso de los minúsculos cambios en el efecto Doppler indicó la presencia de un planeta con una masa al menos 1,3 veces la de la Tierra, orbitando a unos 7 millones de kilómetros de Próxima Centauri (sólo el 5% de la distancia Sol-Tierra).
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En los últimos diez años ya era técnicamente posible obtener detecciones como la que hoy damos a conocer. De hecho, previamente se han detectado señales con amplitudes más pequeñas. Sin embargo, las estrellas no son suaves bolas de gas y Próxima Centauri es una estrella activa. La confirmada detección de Próxima b sólo ha sido posible sólo después de alcanzar un detallado entendimiento de cómo la estrella cambia en distintas escalas de tiempo, desde minutos a una década, y tras monitorizar su brillo con telescopios fotométricos.
Hay que tener en cuenta que las enanas rojas como Próxima Centauri son estrellas activas que pueden tener variaciones, generando efectos parecidos a los que genera la presencia de un planeta. Para excluir esta posibilidad, durante la campaña, el equipo también monitorizó de forma cuidadosa la luminosidad cambiante de la estrella usando el telescopio ASH2, instalado en el Observatorio de Exploraciones Celestes de San Pedro de Atacama (Chile) y la red de telescopios del Observatorio Las Cumbres. Se excluyeron del análisis final los datos de velocidad radial tomados cuando la estrella se dilataba.
El proceso de confirmación fue largo: se siguió revisando la consistencia de la señal todos los días durante las 60 noches de la campaña Pale Red Dot. Los 10 primeros días fueron prometedores, los primeros 20 fueron consistentes con las expectativas, y a los 30 días el resultado era bastante definitivo.
Aunque Proxima b orbita mucho más cerca de su estrella que Mercurio del Sol en nuestro Sistema Solar, (tan cerca que su diámetro aparente en su cielo es de 1,5º), su estrella es mucho más débil que el Sol. Como resultado, Próxima b se encuentra dentro de la zona habitable alrededor de la estrella y tiene una temperatura superficial estimada que permitiría la presencia de agua líquida.
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Que un tipo de planeta como Próxima b tenga capacidad o no para albergar agua y vida parecida a la de la Tierra es un intenso tema de debate, en gran parte, teórico. Los aspectos principales que actuarían en contra de la presencia de vida se relacionan con la cercanía de la estrella. Por ejemplo, es muy probable que las fuerzas gravitatorias hagan que el mismo lado del planeta permanezca expuesto a la luz del día, mientras que el otro lado está en perpetua noche. La atmósfera del planeta también podría estar evaporándose lentamente, o tener una química más compleja que la de la Tierra debido a la fuerte radiación ultravioleta y de rayos X, especialmente durante los primeros miles de millones de años de vida de la estrella. Sin embargo, ninguno de esos argumentos se ha demostrado de manera concluyente y no pueden darse por hechos sin evidencias observacionales directas que permitan, entre otras cosas, la caracterización de la atmósfera del planeta. Factores similares se aplican a los planetas recientemente encontrados alrededor de TRAPPIST-1.
Algunos métodos para estudiar la atmósfera de un planeta dependen de su paso por delante de su estrella y, por tanto, de la luz de la estrella que, a su vez, pasa a través de la atmósfera del exoplaneta en su camino hacia la Tierra. Actualmente no hay ninguna evidencia de que Próxima b transite a través del disco de su estrella y parece que hay pocas posibilidades de que esto ocurra, pero se están llevando a cabo otras observaciones para comprobar esta opción.
Este descubrimiento será el inicio de observaciones más amplias, tanto con instrumentos actuales como con la próxima generación de telescopios gigantes como el E-ELT (European Extremely Large Telescope). Próxima b será un blanco perfecto para la búsqueda de evidencia de vida en otros lugares del universo. De hecho, el sistema Alfa Centauri podría ser también el objetivo del primer intento de la humanidad de viajar a otro sistema solar, el proyecto StarShot.
Fuentes:
Artículo en Nature, 25 de agosto de 2016 [1]
Comunicado científico de ESO: eso1629es de 24 de agosto de 2016 [2]
El ciclo de eclipses de Io hace que su atmósfera colapse cada 1,7 días
Cada 1,7 días terrestres, Io, el satélite de Júpiter completa una vuelta en torno al planeta y, en cada vuelta, la sombra de Júpiter cae sobre el satélite en un eclipse que dura aproximadamente dos horas y que produce un brusco cambio de temperatura. Un grupo de investigadores, con participación del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC), ha observado varios de estos eclipses y ha registrado un fenómeno único en nuestro sistema solar, en el que la atmósfera prácticamente desaparece al comenzar el eclipse para volver a aparecer cuando Io sale de la sombra de Júpiter.
Como apunta Miguel Ángel López Valverde, investigador del Instituto de Astrofísica de Andalucía-CSIC que participa en el estudio, ya se sabía que la tenue atmósfera del satélite sufría variaciones, pero no se sabía si se debía a la actividad volcánica (es el objeto con los volcanes más activos de todo el Sistema Solar) o a un equilibrio térmico con la superficie, es decir, a un intercambio de gas con la superficie. Como los eclipses de Júpiter producen un cambio importante de temperatura en Io, su estudio representaba la vía más eficaz para resolver este enigma.
Gracias a los datos obtenidos con el telescopio Gemini de ocho metros de diámetro se ha podido monitorizar un eclipse por primera vez: cada ciclo, y durante dos horas, la sombra de Júpiter cubre la pequeña luna y su temperatura cae de los 148 grados bajo cero a los 168 bajo cero. Con ese descenso de temperatura, el dióxido de azufre que forma la atmósfera se congela y se deposita sobre la superficie, para sublimarse de nuevo cuando Io sale del eclipse y la luz del Sol calienta los hielos.
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El estudio ha comprobado que se pierde el 80% de la atmósfera durante el eclipse. Esto ha sido toda una sorpresa, porque nunca se había observado un colapso atmosférico de estas características, y ha permitido además zanjar las dudas sobre su incierto origen: la atmósfera no está directamente formada por gases volcánicos, sino por la sublimación de los hielos en superficie. El ciclo es bastante repetitivo, alterado por aportes de los volcanes, que no son del todo despreciables.
Io, que tiene un tamaño similar al de la Luna, es el más próximo a Júpiter de los cuatro grandes satélites de Júpiter, conocidos como satélites galileanos. Las interacciones gravitatorias entre ellos fuerzan las órbitas hacia una geometría elíptica, de modo que las distancias con respecto a Júpiter son variables y se generan distorsiones similares a las mareas que la Luna provoca sobre los océanos terrestres. Estas fricciones desencadenan una fuerte actividad volcánica en Io, cuya superficie se rejuvenece con las erupciones, que producen corrientes de lava de cientos de kilómetros y columnas de dióxido de azufre que se elevan hasta cuatrocientos kilómetros.
Fuente:
Noticia de NASA 3 de agosto 2016 [3]
Primeros resultados de LISA-Pathfinder: el método funciona
La misión LISA-Pathfinder de la ESA ya ha demostrado la validez de la tecnología necesaria para construir un observatorio de ondas gravitatorias en el espacio. Ésa ha sido la conclusión extraída de la presentación de resultados de la misión, celebrada en el Centro Europeo de Astronomía Espacial (ESAC). La demostración de la tecnología necesaria para una futura misión de detección de ondas gravitatorias desde el espacio ha sido un éxito y ESA inaugura un campo nuevo, innovador y muy avanzado.
Tras sólo dos meses de operaciones científicas, los resultados muestran que los dos cubos alojados en la nave se encuentran en caída libre, bajo la influencia exclusiva de la gravedad y sin someterse a otras fuerzas externas, con una precisión más de cinco veces mayor de lo exigido inicialmente.
En un artículo publicado en Physical Review Letters, el equipo de LISA-Pathfinder demuestra que las masas de prueba se mantienen prácticamente inmóviles una respecto a la otra, con una aceleración inferior a una diez millonésima de mil millonésima de la gravedad terrestre.
La demostración de la validez de la tecnología clave de la misión abre la puerta al desarrollo de un gran observatorio espacial, capaz de detectar ondas gravitatorias procedentes de una gran variedad de objetos exóticos en el Universo.
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Predichas por Albert Einstein hace un siglo, las ondas gravitatorias son ondulaciones en el tejido espacio-temporal que se mueven a la velocidad de la luz y que está causadas por la aceleración de objetos masivos.
Pueden ser generadas, por ejemplo, por supernovas, fuentes binarias de estrellas de neutrones girando unas alrededor de las otras, y parejas de agujeros negros emergentes. No obstante, incluso partiendo de estos potentísimos objetos, en el momento de llegar a la Tierra estas fluctuaciones espacio-temporales prácticamente han desaparecido, reduciéndose a menos de una cienmillonésima de billonésima parte de la inicial.
Es necesario disponer de tecnologías muy avanzadas para registrar estos minúsculos cambios, por lo que las ondas gravitatorias no fueron detectadas de forma directa por primera vez hasta septiembre de 2015, cuando fueron captadas por el Observatorio de Interferometría Láser de Ondas Gravitatorias (LIGO).
Durante este experimento se captó la señal característica de dos agujeros negros, cada uno con una masa unas 30 veces mayor que la del Sol, girando mientras se acercaban durante los 0,3 segundos finales antes de unirse para formar un único objeto más masivo.
Las señales detectadas por LIGO tienen una frecuencia de unos 100 Hz, pero las ondas gravitatorias se extienden por un espectro mucho mayor. En particular, las oscilaciones de frecuencia más baja están asociadas a eventos aún más exóticos, como la fusión de agujeros negros supermasivos.
Con masas hasta miles de millones de veces mayores a la del Sol, estos agujeros negros gigantes se encuentran en el centro de galaxias masivas. Cuando dos galaxias colisionan, estos agujeros negros acaban por confluir, expulsando grandes cantidades de energía en forma de ondas gravitatorias a lo largo del proceso, alcanzando máximos en los últimos minutos.
Para detectar estos eventos y poder explorar plenamente este nuevo campo de la astronomía gravitatoria, es fundamental acceder a ondas con bajas frecuencias, de entre 0,1 mHz y 1 Hz. Para ello es necesario medir las minúsculas fluctuaciones en la distancia entre objetos separados por millones de kilómetros, algo que sólo puede lograrse en el espacio. Además, un observatorio espacial también estaría libre de los ruidos sísmicos, térmicos o gravitacionales que limitan el rendimiento de los detectores terrestres.
LISA-Pathfinder fue diseñada para probar las tecnologías clave necesarias para construir un observatorio de estas características. Un aspecto crucial era colocar dos masas de prueba en caída libre, supervisando sus posiciones relativas mientras se mueven bajo el efecto de la gravedad únicamente. Esto resulta muy difícil incluso en el espacio, ya que distintas fuerzas, incluyendo el viento solar y la presión de la luz del Sol, perturban continuamente tanto los cubos como la propia nave.
Así, a bordo de LISA-Pathfinder se encuentra un par de cubos de oro y platino idénticos, de 2 kg de masa y 46 mm de longitud, situados a 38 cm de distancia entre sí y rodeados, pero sin contacto alguno, por una envoltura dentro de la nave cuyo objetivo es protegerlos de las influencias externas, ajustando su posición continuamente para evitar que sufran impactos.
Según Álvaro Giménez, director de ciencia de la ESA, las masas de prueba de LISA-Pathfinder se mantienen excepcionalmente inmóviles entre sí. La estabilidad a ese nivel es absolutamente necesaria para poder observar ondas gravitatorias de baja frecuencia con un futuro observatorio espacial.
El satélite LISA-Pathfinder fue lanzado el 3 de diciembre de 2015, alcanzando su órbita operativa a finales de enero de 2016, en el punto de Lagrange L1, a aproximadamente 1,5 millones de kilómetros de la Tierra en dirección al Sol. La misión comenzó sus operaciones el 1 de marzo, cuando los científicos iniciaron una serie de experimentos en las masas de prueba para medir y controlar todos los posibles aspectos en juego, y determinar hasta qué punto las masas permanecen inmóviles.
Las mediciones han superado hasta las expectativas más optimistas. El nivel de precisión inicialmente exigido para LISA-Pathfinder se alcanzó el primer día, y en las siguientes semanas se mejoraron los resultados en un factor de cinco.
No sólo se ha logrado que las masas de prueba estén prácticamente inmóviles, sino que se ha identificado con una precisión inédita hasta ahora la mayoría de las minúsculas fuerzas restantes que las perturban.
Los datos de estos dos primeros meses muestran que, en el rango de frecuencia entre 60 mHz y 1 Hz, la precisión de LISA-Pathfinder sólo se ve limitada por el ruido de detección del propio sistema de medición láser utilizado para vigilar la posición y la orientación de los cubos.
El rendimiento del instrumento láser ya ha centuplicado el nivel de precisión necesario por un futuro observatorio de ondas gravitatorias. A frecuencias inferiores a 1–60 mHz, el control de los cubos se ve limitado por las moléculas de gas que chocan contra ellos, ya que sigue existiendo una cantidad mínima en el vacío circundante, desprendidas de la nave. Este efecto fue reduciéndose a medida que las moléculas iban liberándose en el espacio, y se espera que la situación mejore aún más en los próximos meses.
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A frecuencias aún menores, inferiores a 1 mHz, los científicos midieron el efecto de una pequeña fuerza centrífuga sobre los cubos, debida a una combinación de la forma de la órbita de LISA-Pathfinder y el ruido en la señal de los sensores de estrellas utilizados para su orientación. Aunque esta fuerza perturba levemente el movimiento de los cubos en LISA-Pathfinder, esto no sería un problema para un futuro observatorio espacial, puesto que cada masa de prueba iría a bordo de su propia nave, vinculándose al resto de masas a millones de kilómetros por medio de láseres.
La misión nominal LISA-Pathfinder terminará en junio y entre julio y octubre se pondrá en marcha el experimento de la NASA sobre interferencias, embarcado en el satélite. Y, después, tendría que llegar el momento en el que se dé luz verde a LISA, la misión cuyo objetivo sí será detectar ondas gravitatorias en el espacio. Sin embargo, aún hay que desarrollar bastantes tecnologías antes de que esa luz verde pueda encenderse, sobre todo en la emisión del rayo láser del interferómetro, y hasta que no estén listas no se puede estimar la ventana de lanzamiento de ese futuro satélite.
En la presentación en ESAC se apuntó que los resultados de LISA-Pathfinder han sido tan buenos, que hay cierta presión en la comunidad científica por empezar a desarrollar LISA un poco antes de lo previsto, sobre todo porque esa misión puede arrojar nueva luz a la historia y evolución del Universo a través de la fusión de agujeros negros supermasivos. Estos resultados confirman que LISA-Pathfinder ha demostrado las tecnologías clave, sentando las bases para llevar a cabo un observatorio de ondas gravitatorias en el espacio, la tercera gran misión L3 del programa Cosmic Vision de la ESA.
Los resultados han sido presentados el 7 de junio de 2016 durante una sesión informativa para medios en el Centro Europeo de Astronomía Espacial (ESAC) de Villanueva de la Cañada, Madrid y se publican en el artículo “Sub-femto-g free-fall for space-borne gravitational wave detectors: LISA-Pathfinder results” en Physical Review Letters. http://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.116.231101
Fuente:
Noticia de ESA de 7 junio 2016 [4]
El interior de Ceres desvelado por la sonda DAWN
Las decenas de miles de imágenes enviadas por la nave espacial Dawn de NASA, nos muestran sólo el aspecto exterior de Ceres. Pero además, los científicos tienen una herramienta que proporciona datos valiosos para estudiar la estructura interna de Ceres: el propio movimiento de Dawn.
Como la gravedad domina la órbita de Dawn, los científicos pueden medir variaciones de la gravedad de Ceres estudiando los cambios sutiles en el movimiento de la nave espacial. Utilizando datos de Dawn, los científicos han cartografiado las variaciones de la gravedad de Ceres, por primera vez, en un estudio publicado en la revista Nature, que proporciona pistas sobre la estructura interna del planeta enano.
Los datos nuevos sugieren que Ceres posee un interior poco consistente, y que el agua y otros materiales ligeros se separaron parcialmente de la roca durante una fase de calentamiento al principio de su historia.
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El campo de gravedad de Ceres se mide estudiando las perturbaciones de las señales de radio enviadas por Dawn, y luego recibidas en la Tierra, por la Red del Espacio Profundo de la NASA.
Los científicos descubrieron que las áreas de gran elevación en Ceres desplazan la masa en el interior. Esto es análogo al sistema de flotación de los barcos en el agua: la cantidad de agua desplazada depende en la masa de la embarcación. Del mismo modo, los científicos concluyen que el manto blando de Ceres puede ser empujado a un lado por la masa de las montañas y otras características topográficas en la capa más exterior como si las áreas de alta elevación «flotasen» sobre el material. Este fenómeno ha sido observado en otros planetas, incluyendo la Tierra, y recibe el nombre de «equilibrio hidrostático» pero este estudio es el primero en confirmarlo en Ceres.
Esto significa que el interior de Ceres es lo suficientemente «blando» para que su forma esté determinada por el modo en que gira. Los científicos alcanzaron esta conclusión comparando el campo gravitatorio de Ceres con su forma. El equilibrio hidrostático de Ceres es una de las razones por la que los astrónomos lo clasificaron como planeta enano en 2006.
Los datos también indican que Ceres está «diferenciado», lo que significa que tiene varias capas de composiciones diferentes a distintas profundidades, encontrándose la capa más densa en el centro. Los científicos también han averiguado, tal como esperaban, que Ceres es mucho menos denso que la Tierra, la Luna y el asteroide gigante Vesta (el objetivo anterior de Dawn) y otros cuerpos rocosos de nuestro Sistema Solar. Además, se ha sospechado durante mucho tiempo que Ceres contiene materiales de baja densidad como hielo de agua, que este estudio muestra que está separado del material rocoso y que asciende a la capa más externa junto con otros materiales ligeros.
Las divisiones entre las diferentes capas son menos pronunciadas dentro de Ceres que en la Luna y otros planetas en nuestro sistema solar. La Tierra, con su núcleo metálico, su manto semifluido y corteza exterior, tiene una estructura más claramente definida que Ceres.
Fuente:
Noticia de NASA-DAWN de 8 de agosto de 2016 [5]
Astrónomos aficionados y profesionales colaboran en el descubrimiento de un nuevo tipo de estrella doble, con rayo de electrones relativistas
Utilizando el telescopio VLT (Very Large Telescope) de ESO, junto con otros telescopios situados tanto en tierra como en el espacio, un equipo de astrónomos ha descubierto un nuevo tipo de estrella binaria. En el sistema AR Scorpii, una estrella enana blanca, que gira sobre sí misma a gran velocidad, impulsa electrones hasta velocidades relativistas. Estas partículas de alta energía sueltan ráfagas de radiación que azotan a la compañera, una estrella enana roja, y hacen que todo el sistema pulse de forma dramática cada 1,97 minutos, con radiación que va desde el ultravioleta hasta las ondas de radio.
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En mayo de 2015, un equipo de astrónomos aficionados residentes en Alemania, Bélgica y Reino Unido, se fijó en un sistema estelar que presentaba comportamientos diferentes a todo lo que habían visto hasta entonces. Gracias a una serie de observaciones de seguimiento dirigidas por la Universidad de Warwick, y a la utilización de multitud de telescopios en tierra y en el espacio, se ha descubierto la verdadera naturaleza de este sistema que, previamente, había sido mal identificado.
El sistema estelar AR Scorpii (AR Sco para abreviar), se encuentra en la constelación de Escorpio, a 380 años-luz de la Tierra. Se compone de una enana blanca de rápido giro, del tamaño de la Tierra, pero con 200.000 veces más masa, y de una compañera enana roja fría, de tipo M, con un tercio de la masa del Sol, y ambas se orbitan mutuamente cada 3,6 horas en una danza cósmica tan regular como un reloj.
Este singular sistema estelar binario muestra un comportamiento salvaje. Altamente magnética, y con una rápida rotación, la enana blanca de AR Sco acelera electrones hasta casi la velocidad de la luz. En su camino a través del espacio, estas partículas de alta energía liberan radiación en forma de haz que, de forma parecida a un faro, azota la cara de la fría estrella enana roja, causando que el sistema entero brille y se atenúe dramáticamente cada 1,97 minutos. Estos potentes pulsos incluyen radiación en frecuencias de radio, algo que nunca antes se había detectado en un sistema estelar con una enana blanca.
AR Scorpii fue observada por primera vez a principios de la década de 1970 y las fluctuaciones regulares en el brillo, que se dan cada 3,6 horas, llevaron a clasificarla incorrectamente como una estrella variable solitaria, aunque podría haberse tratado también de una doble eclipsante.
El investigador responsable del proyecto, Tom Marsh, del Grupo de Astrofísica de la Universidad de Warwick, afirma que, al comenzar a observarla en 2015, se dieron cuenta que estaban viendo algo extraordinario pocos minutos después de comenzar las observaciones.
Las propiedades observadas en AR Sco son únicas. La radiación en una amplia gama de frecuencias es indicativa de la emisión de electrones acelerados en los campos magnéticos, lo cual puede explicarse por la rápida rotación de la enana blanca de AR Sco. La fuente de los electrones, sin embargo, es un gran misterio, ya que no queda claro si está relacionada con la enana blanca en sí misma o con su compañera, más fría.
La verdadera fuente de la luminosidad variable de AR Scorpii fue revelada gracias a los esfuerzos combinados de los astrónomos aficionados y de los profesionales. Ya se había observado con anterioridad un comportamiento pulsante similar, típico de estrellas de neutrones más que de enanas blancas.
Boris Gänsicke, coautor del nuevo estudio, también de la Universidad de Warwick, concluye que ya se conocía la existencia de estrellas de neutrones pulsantes desde hace casi cincuenta años, y algunas teorías predecían que las enanas blancas podrían mostrar comportamientos similares. Es importante el descubrimiento de un sistema de este tipo y ha sido un buen ejemplo de trabajo en equipo entre astrónomos aficionados y académicos. La investigación se publica en la revista Nature el 28 de julio de 2016.
Fuentes:
Comunicado científico de ESO: eso1627 de julio de 2016 [6]
Nature World News, 28 de julio de 2016 [7]
Juno ya está en órbita de Júpiter
Después de un viaje de casi cinco años al planeta más grande del Sistema Solar, la nave espacial Juno de la NASA entró con éxito en órbita de Júpiter tras un encendido de 35 minutos del motor. La confirmación de que el encendido se había completado fue recibida en la Tierra el lunes 4 de julio a las 3:53 GMT madrugada del martes 5 de julio, hora que coincidía con las 23:53 del Este de EE.UU. del 4 de julio, día de la celebración de su independencia.
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La confirmación del éxito de la inserción orbital se recibió con datos de seguimiento de Juno monitorizados en la instalación de navegación del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA (JPL) en Pasadena, California, así como en el centro de operaciones de Lockheed Martin de Juno en Littleton, Colorado. Los datos de telemetría y seguimiento fueron recibidos por las antenas de la Red del Espacio Profundo de la NASA en Goldstone, California, y en Canberra, Australia.
Las actividades planeadas por anticipado que llevaron al encendido del motor para la inserción orbital incluyeron el cambio de inclinación de la nave espacial para apuntar el motor principal en la dirección deseada y luego aumentar la velocidad de rotación de la nave espacial de 2 a 5 revoluciones por minuto para ayudar a estabilizarla.
El encendido del motor principal 645 Newton-Leros-1b de Juno comenzó a tiempo, (a las 23:18 GMT), disminuyendo la velocidad de la nave espacial en 542 metros por segundo y permitiendo a Juno ser capturado en órbita alrededor de Júpiter. Poco después de completarse el encendido, Juno giró de manera que los rayos del Sol pudiesen una vez más llegar a los paneles solares de 18.698 células que dan energía a Juno.
En los próximos meses, los equipos de la misión y de ciencia de Juno realizarán las pruebas finales en los subsistemas de la nave espacial, con el fin de calibrar los instrumentos de ciencia de la nave. La fase de recogida oficial de datos científicos comienza en octubre, pero se ha ideado un método de recopilación de datos anterior a esa fecha.
El objetivo principal de Juno es entender el origen y la evolución de Júpiter. Con su conjunto de nueve instrumentos científicos, Juno investigará la existencia de un núcleo planetario sólido, un mapa del intenso campo magnético de Júpiter, medirá la cantidad de agua y amoníaco en la atmósfera profunda, y observará las auroras del planeta. La misión también permitirá dar un paso gigante hacia adelante en la comprensión de cómo se forman los planetas gigantes y el papel que han jugado estos titanes en la formación y evolución del resto del Sistema Solar. Como el primer ejemplo de un planeta gigante, Júpiter también puede proporcionar conocimientos fundamentales para la comprensión de los sistemas planetarios que se han descubierto alrededor de otras estrellas.
Fuente:
Noticia de NASA-JUNO de 5 de julio 2016 [8]
Un planeta muy grande alrededor de un sistema estelar doble…
El telescopio espacial Kepler ha encontrado en la constelación de Cygnus el planeta más grande descubierto hasta ahora en torno a un sistema estelar doble, Kepler-1647b.
Kepler-1647 se encuentra a 3.700 años-luz de distancia y tiene aproximadamente 4.400 millones de años, más o menos la misma edad que la Tierra. Las estrellas son similares al Sol, una un poco más grande que nuestra estrella y la otra un poco más pequeña. El planeta tiene una masa y un radio casi idéntico al de Júpiter, por lo que es el mayor planeta circumbinario que ha sido descubierto por el método de «transito».
Los planetas que orbitan dos estrellas son llamados planetas circumbinarios. Usando el telescopio Kepler de la NASA, los astrónomos buscan ligeros descensos en el brillo de las estrellas que insinúan que un planeta podría estar transitando por delante de ellas, bloqueando parte de su luz.
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Pero encontrar planetas circumbinarios es mucho más difícil que encontrar planetas alrededor de estrellas simples, porque los tránsitos no están espaciados regularmente en el tiempo y pueden variar en duración e incluso en brillo.
En el caso de este planeta tan grande, debería ser más fácil encontrarlo que un planeta pequeño, pero su periodo orbital es muy largo. El planeta tarda 1.107 días, algo más de 3 años, en completar la órbita alrededor de sus estrellas madre, el período más largo de cualquier exoplaneta circumbinario confirmado hasta el momento. El planeta está también mucho más lejos de sus estrellas, invalidando la teoría que apuntaba a que este tipo de sistemas tenían órbitas cercanas. Curiosamente, su órbita pone al planeta dentro de la llamada zona habitable.
Al igual que Júpiter, sin embargo, Kepler-1647b es un gigante de gas, lo que hace poco probable que pueda albergar vida. Sin embargo, si el planeta tiene grandes lunas, éstas sí podrían ser adecuadas para la vida.
Habitabilidad a un lado, Kepler-1647b es importante porque es la punta del iceberg de una población teóricamente prevista de largo período de planetas grandes, circumbinarios. Una vez que se encuentra un planeta candidato, los investigadores emplean programas informáticos avanzados para determinar si realmente es un planeta.
Fuente:
Noticia de NASA-Goddard, de 13 junio 2016 [9]
… Y un planeta alrededor de un sistema estelar triple
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Un equipo de astrónomos ha utilizado el instrumento SPHERE, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, para obtener una imagen del primer planeta encontrado en una órbita amplia dentro de un sistema triple de estrellas. Se supone que la órbita de un planeta de este tipo debería ser inestable, probablemente dando como resultado la rápida eyección del planeta, que sería expulsado del sistema. Pero, de alguna manera, este ha permanecido en él. Esta inesperada observación sugiere que este tipo de sistemas puede ser más común de lo que se pensaba.
El planeta natal de Luke Skywalker, Tatooine (en la saga de Star Wars, La Guerra de las Galaxias), era un extraño mundo con dos soles en el cielo. Pero ahora los astrónomos han encontrado un planeta en un sistema aún más exótico, en el que un observador experimentaría la luz constante del día o podría disfrutar de amaneceres y puestas de sol triples cada día, dependiendo de las estaciones, más largas que una vida humana.
Este mundo ha sido descubierto por un equipo de astrónomos liderado por la Universidad de Arizona (Estados Unidos), usando imagen directa en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, en Chile. Las tres componentes de la estrella triple se denominan HD131399A, HD131399B y HD131399C respectivamente, en orden decreciente de brillo. El planeta orbita la estrella más brillante y por lo tanto, se llama HD131399Ab.
El planeta, HD131399Ab no se parece a ningún otro mundo conocido; su órbita alrededor de la más brillante de las tres estrellas es la más grande descubierta hasta ahora dentro de un sistema estelar múltiple. Tales órbitas suelen ser inestables debido a la compleja y cambiante atracción gravitatoria de las otras dos estrellas del sistema, y se pensaba que la existencia de planetas en órbitas estables era muy poco probable.
Situado a unos 320 años-luz de la Tierra, en la constelación de Centauro, HD131399Ab tiene unos 16 millones de años de edad, lo que lo convierte también en uno de los exoplanetas más jóvenes descubiertos hasta la fecha y en uno de los pocos planetas de los que se ha obtenido una imagen directa. Con una temperatura de alrededor de 580ºC y una masa estimada de cuatro masas de Júpiter, es también uno de los exoplanetas más fríos y menos masivos captados con imagen directa.
Durante gran parte del año del planeta, que dura 550 años terrestres, las tres estrellas aparecerían juntas en el cielo, rdándole un lado de noche y un lado de día, y una única triple puesta de sol y amanecer cada día. A medida que el planeta se mueve a lo largo de su órbita, las estrellas se separan un poco cada día, hasta llegar a un punto donde el amanecer de una coincide con la puesta de la otra, momento en que el planeta está casi constantemente de día en un cuarto de su órbita, aproximadamente, durante 140 años terrestres.
El planeta también marca el primer descubrimiento de un exoplaneta con el instrumento SPHERE, instalado en el VLT. SPHERE es sensible a la luz infrarroja, lo que le permite detectar las firmas de calor de los planetas jóvenes. Cuenta además con sofisticadas funciones que corrigen perturbaciones atmosféricas y bloquean la luz de las estrellas del sistema, ya que, de otro modo, su luz nos cegaría.
Aunque serán necesarias más observaciones a largo plazo, para determinar con precisión la trayectoria del planeta entre sus estrellas anfitrionas, las observaciones y simulaciones parecen sugerir la siguiente hipótesis: se estima que la estrella más brillante, HD131399A, es un 80% más masiva que el Sol y a su alrededor orbitan las estrellas menos masivas, B y C, a unas 300 UA. Al mismo tiempo, B y C giran una alrededor de la otra, separadas por una distancia aproximadamente igual a la que hay entre el Sol y Saturno (unas 10 UA).
En este escenario, el planeta HD131399Ab viaja alrededor de la estrella A en una órbita de semieje mayor de 80 UA que pone al planeta en una distancia de un tercio de la separación entre la estrella A y el par B/C. Los autores señalan que se pueden dar varios escenarios, y el veredicto de la estabilidad a largo plazo del sistema tendrá que esperar observaciones de seguimiento planificadas que establecerán la órbita del planeta con mayor precisión.
Si el planeta estuviera más lejos de la estrella más masiva, sería expulsado del sistema. Las simulaciones por ordenador han demostrado que este tipo de órbita puede ser estable, pero pequeñas modificaciones del entorno, pueden convertirse en inestables muy rápidamente.
Los planetas en sistemas estelares múltiples son de especial interés para los astrónomos y los científicos planetarios, ya que proporcionan un ejemplo de cómo funciona el mecanismo de formación planetaria en estos escenarios más extremos. Aunque a nosotros, que vivimos en nuestra órbita alrededor de nuestra estrella solitaria, los sistemas estelares múltiples nos parezcan exóticos, se trata, en realidad, de sistemas tan comunes como las estrellas individuales.
No está claro cómo este planeta terminó teniendo esa órbita tan amplia en este sistema extremo, y no podemos decir todavía lo que esto implica para una comprensión más amplia de los tipos de sistemas planetarios, pero muestra que hay más variedad de la que se ha considerado posible hasta ahora. Lo que sí sabemos ya es que, aunque los planetas en sistemas múltiples estelares se han estudiado mucho menos, son potencialmente tan numerosos como los planetas en sistemas de estrellas individuales.
Los resultados se publicaron en la revista Science el 07 de julio de 2016.
http://science.sciencemag.org/content/early/2016/07/06/science.aaf9671
Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1624es, de 7 de julio de 2016 [10]
Encélado tiene la corteza fina
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De todas las lunas heladas del Sistema Solar, es probable que Encélado, una de las lunas de Saturno, sea la que ofrece mayor potencial de albergar vida. A pesar de su distancia a la Tierra, puede que también sea la más fácil de investigar.
Su corteza helada oculta un océano global de agua muy similar al que los científicos creen que existe en el interior de la luna Europa de Júpiter. La cuestión es cómo atravesar esas decenas de kilómetros de hielo para ver si hay vida en el agua.
Aunque ese es precisamente el problema en el caso de Europa, en Encélado la propia luna resuelve parte del misterio. En su polo sur se encuentra una serie de enormes géiseres que expulsan agua al espacio. Ese agua procede de lo profundo del océano, por lo que se deduce que la capa de hielo ha de ser relativamente delgada. Pero, ¿cómo de delgada?
Los científicos planetarios ahora podrían haber dado con una respuesta.
La nave internacional Cassini lleva prestando una especial atención a Encélado desde su llegada a Saturno en 2004. De hecho, Cassini fue la primera en descubrir los géiseres de esta luna. Actualmente sabemos de la existencia de más de cien géiseres que expulsan agua al espacio.
Ahora, un equipo de investigadores independientes ha recopilado todos los datos sobre Encélado recogidos por Cassini para crear una simulación por ordenador de esta luna que incluye el grosor de su corteza de hielo.
Esta imagen de Encélado ha sido creada con datos tomados por la cámara de alta resolución de Cassini. Los colores representados a lo largo de la superficie de la luna indican el espesor de la capa de hielo. Según el modelo, va desde unos 35 km de grosor en las regiones salpicadas de cráteres del Ecuador (amarillo) hasta menos de 5 km en el área del polo sur (azul).
En términos astronómicos, esta corteza sería tan fina como el papel. El modelo predice que esta luna de 505 km de ancho contiene un núcleo de unos 360–370 km de diámetro. El resto lo conformarían el océano y la corteza helada, esta última con un espesor medio de 18–22 km. Pero el modelo prevé una reducción del espesor del hielo hasta menos de 5 km en el polo sur. Esto haría que el agua pudiese escapar más fácilmente a través de grietas y fisuras.
El año pasado, Cassini sobrevoló los géiseres, analizando el agua con sus instrumentos. En anteriores ocasiones, el descubrimiento de partículas de silicio, probablemente procedentes de Encélado, y la presencia de metano en las columnas de agua revelaron la existencia de actividad hidrotermal en el fondo del océano. Este agua y las sustancias químicas se verían transportadas del fondo a la base de la corteza de hielo, para después ser expulsadas al exterior de la corteza y al espacio.
Nadie sabe qué propulsa esos géiseres, pero aún es más difícil de explicar por qué la capa de hielo es mucho más fina de lo que se creía.
Fuente:
Noticia de ESA, de 5 de julio de 2016 [11]
El agujero negro galactico: observaciones de GRAVITY
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Un equipo europeo de astrónomos ha utilizado el nuevo instrumento GRAVITY, instalado en el Very Large Telescope de ESO, para obtener importantes observaciones del centro de la Vía Láctea, al combinar la luz de las cuatro Unidades de Telescopio de 8,2 metros por primera vez. Estos resultados proporcionan una idea de la innovadora ciencia que GRAVITY será capaz de producir al momento de sondear los campos gravitacionales de gran intensidad cercanos al agujero negro central supermasivo y poner a prueba la validez de la teoría general de la relatividad de Einstein.
El instrumento GRAVITY se encuentra operando ahora con las cuatro Unidades de Telescopio de 8,2 metros del Very Large Telescope (VLT) de ESO, e incluso durante los primeros resultados obtenidos en la etapa de pruebas, ya es patente que pronto comenzará a producir ciencia de primera clase.
GRAVITY forma parte del Interferómetro del VLT. Al combinar la luz de los cuatro telescopios, éste puede alcanzar la misma resolución espacial y la misma precisión en la medición de las posiciones que un telescopio de hasta 130 metros de diámetro. Las ganancias correspondientes en lo que respecta al poder de resolución y a la precisión posicional (un factor de 15 veces la de cada Unidad de Telescopio de 8,2 metros del VLT funcionando de forma individual) permitirá a GRAVITY realizar mediciones extremadamente exactas de objetos astronómicos.
Uno de los objetivos principales de GRAVITY es realizar observaciones detalladas del entorno que rodea al agujero negro de 4 millones de masas solares ubicado en el centro de la Vía Láctea, a unos 25.000 años-luz de distancia de la Tierra. A pesar de que tanto la posición como la masa del agujero negro se conocen desde el año 2002, al realizar mediciones exactas de los movimientos de las estrellas que lo orbitan, GRAVITY permitirá a los astrónomos estudiar el campo gravitacional que rodea al agujero negro con un detalle sin precedentes, proporcionando una posibilidad única de poner a prueba la teoría de la Relatividad General de Einstein.
En este ámbito, las primeras observaciones con GRAVITY ya han sido extremadamente provechosas. El equipo de GRAVITY ha utilizado el instrumento para observar una estrella conocida como S2 en su órbita de sólo 16 años alrededor del agujero negro en el centro de nuestra galaxia. Estas pruebas han demostrado de forma impresionante la sensibilidad que posee GRAVITY, al ser capaz de detectar esta débil estrella en tan sólo unos minutos de observación.
El equipo pronto podrá obtener posiciones ultra-precisas de la estrella en órbita, lo que equivale a medir la posición de un objeto en la Luna con una exactitud de centímetros. Esto les permitirá determinar si el movimiento alrededor del agujero negro se ajusta o no a las predicciones de la teoría de la Relatividad General de Einstein. Las nuevas observaciones muestran que el Centro Galáctico es un laboratorio tan ideal como se pudiese esperar.
No fue fácil conseguir superponer la imagen captada por cada telescopio de la luz emitida por la estrella por primera vez, después de ocho años de arduo trabajo. En primer lugar hubo que estabilizar de forma activa la interferencia de una estrella brillante cercana, y unos pocos minutos más tarde ya se pudo apreciar la interferencia proveniente de la débil estrella. A primera vista, ni la estrella de referencia, ni la estrella en órbita tienen compañeros masivos que pudiesen complicar las observaciones y el análisis.
Este éxito llega justo a tiempo. En el año 2018, la estrella S2 estará en su punto más cercano al agujero negro, a sólo 17 horas-luz de distancia y viajando a casi 30 millones de kilómetros por hora, o a 2,5% de la velocidad de la luz. A esta distancia los efectos generados por la relatividad general serán más evidentes y las observaciones de GRAVITY obtendrán sus resultados más importantes.
Así, el equipo, por primera vez, será capaz de medir dos efectos de la teoría relativista en una estrella orbitando en torno a un agujero negro masivo (el desplazamiento al rojo gravitatorio y la precesión del pericentro). El desplazamiento al rojo surge debido a que la luz de la estrella debe moverse en contra del fuerte campo gravitacional del agujero negro masivo para poder escapar hacia el Universo. A medida que lo hace pierde energía, lo que se manifiesta como un desplazamiento al rojo de la luz.
El segundo efecto afecta a la órbita de la estrella y conduce a una desviación de una elipse perfecta. La orientación de la elipse gira aproximadamente medio grado en el plano orbital cuando la estrella pasa cerca del agujero negro. El mismo efecto se ha observado en la órbita de Mercurio alrededor del Sol, pero es unas 6.500 veces más pequeño por cada órbita que en las extremas inmediaciones del agujero negro, aunque por razón de la distancia, resulta mucho más difícil observar lo que ocurre en el Centro Galáctico que lo que acontece en el Sistema Solar.
Esta oportunidad de observación no se volverá a repetir en otros 16 años.
Fuente:
Comunicado institucional de ESO, eso1622es de 6 julio 2016 [12]
La «Bola de Fuego» captada por el Hubble
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Esta espléndida imagen en colores rojizos (en el original), muestra un objeto cósmico con una historia extraordinaria. La estrella Hen 2-427 (también conocida como WR 124) se halla envuelta en el espectacular manto de nubes de gas y polvo que forma la nebulosa conocida como M1-67.
El brillo de esta estrella es tan intenso como la actividad que se desarrolla a su alrededor. Se trata de una estrella Wolf-Rayet, un tipo de estrella poco común caracterizada por unas temperaturas superficiales muy elevadas (por encima de 25.000 ºC, en comparación con los 5.700 ºC de nuestro Sol) y una enorme masa, de 5 a 20 veces mayor que la del Sol. Estas estrellas pierden gran cantidad de masa debido a los fuertes vientos que soplan constantemente desde su superficie hacia el espacio.
La intensa actividad de Hen 2-427 es la responsable de la imagen que vemos aquí, captada con todos sus bellos detalles por el telescopio espacial Hubble de NASA/ESA. Esta estrella, considerada una estrella masiva en las últimas fases de su evolución, expulsó al espacio el material que constituía M1-67 hace unos 10 milenios, quizá a lo largo de varias explosiones, formando un anillo de material eyectado en expansión.
Desde entonces, la estrella ha seguido inundando la nebulosa con enormes cantidades de gas y una fuerte radiación ionizante por medio de sus potentes vientos estelares, determinando así su evolución. Aunque M1-67 podría parecer un anillo, carece de una estructura clara: se trata básicamente de una serie de grandes nódulos de gas muy caliente, acumulados alrededor de una estrella central.
Hen 2-427 y M1-67 se encuentran a 15.000 años-luz de nosotros, en la constelación de Sagitta (la Flecha). Esta imagen utiliza datos de luz visible recopilados por la Cámara Planetaria y de Gran Angular 2 de Hubble, y fue publicada en 2015 (estos mismos datos fueron procesados y publicados previamente en 1998).
Fuente:
Fotonoticia de ESA-Hubble, de 15 agosto de 2016 [13]
ALMA ve la «línea de la nieve de agua» en un disco protoplanetario
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El conjunto de antenas ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) ha realizado la primera observación en la que se logra resolver, dentro de un disco protoplanetario, la línea de nieve del agua. Esta línea marca el lugar en el que la temperatura en el disco que rodea a una estrella joven es lo suficientemente baja como para permitir la formación de nieve. Un impactante aumento en el brillo de la estrella joven V883 Orionis ha calentado la parte interna del disco, haciendo que la línea de nieve del agua se sitúe a una distancia mucho mayor de lo normal para una protoestrella. Eso ha hecho posible que podamos observarla por primera vez. V833 Orionis es una estrella dentro de la nebulosa de Orión, a 1.350 años-luz de nosotros.
Las estrellas jóvenes a menudo están rodeadas por densos discos giratorios de gas y polvo, conocidos como discos protoplanetarios, de los cuales nacen los planetas. El calor de una típica estrella joven de tipo solar hace que el agua que hay dentro de los discos protoplanetarios esté en forma de gas hasta distancias de alrededor de 3 UA de la estrella (alrededor de 450 millones de kilómetros). En nuestro sistema solar, esta línea estaba entre las órbitas de Marte y Júpiter durante durante su formación, por lo tanto, los planetas rocosos (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) se formaron dentro de esa línea, y los planetas gaseosos (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) se formaron fuera.
Además, debido a la presión extremadamente baja, las moléculas de agua pasan directamente del estado gaseoso a formar una pátina de hielo sobre granos de polvo y otras partículas. La región de los discos protoplanetarios en la que tienen lugar las transiciones entre la fase de gas y la sólida se conoce como la línea de nieve. Las líneas de nieve de otras moléculas, como monóxido de carbono y metano, se han observado previamente con ALMA, a distancias de más de 30 UA de la protoestrella en otros discos protoplanetarios. El agua se congela a una temperatura relativamente alta y esto significa que la línea de nieve del agua está, generalmente, demasiado cerca de la protoestrella como para poder observarla directamente.
Pero la estrella V883 Orionis es inusual. Un impactante aumento en su brillo ha empujado la línea de nieve del agua a una distancia de alrededor de 40 UA (unos 6.000 millones de kilómetros, o aproximadamente el tamaño de la órbita del planeta enano Plutón en nuestro Sistema Solar). Este enorme incremento, combinado con la resolución del ALMA en línea de larga base, ha permitido a un equipo de astrónomos hacer las primeras observaciones en las que se logra resolver una línea de nieve del agua en un disco protoplanetario.
El súbito aumento de brillo experimentado por V883 Orionis es un ejemplo de lo que ocurre cuando grandes cantidades de material del disco que rodea a una estrella joven caen sobre su superficie. V883 Orionis es sólo un 30% más masiva que el Sol pero, gracias a este estallido, actualmente es 400 veces más luminosa y mucho más caliente. Las estrellas como V883 Orionis se clasifican como estrellas FU-Orionis, por la primera estrella descubierta con este comportamiento. Las explosiones pueden durar cientos de años.
Las observaciones de ALMA fueron una sorpresa porque las observaciones se diseñaron para obtener imágenes de la fragmentación del disco que lleva a la formación de planetas. No se detectó nada de eso; en cambio, se encontró lo que parecía un anillo a 40 UA.
La extraña idea de nieve orbitando en el espacio es fundamental para la formación de planetas. La presencia de hielo de agua regula la eficacia de la coagulación de granos de polvo (el primer paso en la formación de planetas). Se cree que los planetas rocosos y pequeños, como el nuestro, se forman dentro de la línea de nieve, donde el agua se evapora. Fuera de la línea de nieve del agua, la presencia de hielo de agua permite la rápida formación de bolas de nieve cósmicas, que finalmente formarán enormes planetas gaseosos como Júpiter.
Descubrir que estos estallidos pueden empujar la línea de nieve del agua a cerca de diez veces su radio típico es muy importante para el desarrollo de buenos modelos de formación planetaria. Se cree que este tipo de explosiones son una etapa en la evolución de la mayoría de los sistemas planetarios, así que ésta puede ser la primera observación de un evento común. En ese caso, esta observación de ALMA podría contribuir significativamente a una mejor comprensión de cómo se formaron y evolucionaron los planetas en todo el universo.
Este trabajo de investigación se ha presentado en el artículo científico titulado “Imaging the water snow-line during a protostellar outburst”, por L. Cieza et al., que aparece en la revista Nature el 14 de julio de 2016.
Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1626es de 13 de julio de 2016 [14]
ExoMars llegará a Marte en octubre
Tras su maniobra del 28 de julio la nave ExoMars se encuentra ya en órbita de interceptación de Marte, a donde llegará el 19 de octubre.
La misión, conjunta de la Agencia Europea del Espacio (ESA) con la Agencia Rusa del Cosmos (ROSCOSMOS), que fue lanzada el 14 de marzo, se llama en realidad ExoMars Trace Gas Orbiter (TGO) y lleva un módulo para experimentación de descenso: Schiaparelli. Cuando llegue al planeta, ensayará la técnica necesaria para el aterrizaje controlado del “rover” que se enviará el año 2020, mientras que el orbitador irá frenando para entrar en órbita elíptica alrededor de Marte. En los meses siguientes, el orbitador irá rozando las capas exteriores de la atmósfera de Marte para reducir su órbita hasta conseguir hacerla circular, a unos 400km de altitud, cuando comenzará su misión científica en diciembre de 2017.
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TGO analizará los gases raros de la atmósfera del planeta, especialmente el metano, que en la Tierra indica actividad geológica o biológica.
La maniobra de encendido del motor, que proporcionó un empuje de 45 kg, durante 52 minutos de duración, fue dirigida desde el Control de la Misión de ESA en Darmstadt. Se realizarán otra maniobra menor el 11 de agosto y otras de corrección el 19 de septiembre y el 14 de octubre.
Los instrumentos que lleva a bordo investigarán la composición atmosférica y su evolución con gran precisión mediante espectrómetros; obtendrá imagen fotográfica y colorimetría; también detectará neutrones para localizar depósitos de hielo de agua bajo la superficie, como objetivo para misiones futuras.
Fuente:
Noticia de ESA de 28 julio 2016 [15]
ALMA detecta alcohol metílico en un disco protoplanetario
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Gracias al conjunto ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array) se ha conseguido detectar la molécula orgánica de alcohol metílico (metanol) en el disco protoplanetario de TW Hydrae. Se trata de la primera detección de este compuesto en un disco joven de formación planetaria. El metanol es la única molécula orgánica compleja detectada hasta ahora en discos que deriva, inequívocamente, de una forma helada. Su detección ayuda a los astrónomos a comprender los procesos químicos que tienen lugar durante la formación de sistemas planetarios y que, en última instancia, desembocan en la creación de los ingredientes para la vida.
El disco protoplanetario que rodea a la joven estrella TW Hydrae es el ejemplo conocido más cercano a la Tierra, a una distancia de tan sólo unos 170 años-luz. Esto hace que sea un objeto ideal para los astrónomos que estudian discos. Para los investigadores, este sistema debe ser muy parecido al Sistema Solar durante su formación, hace más de 4.000 millones de años.
Las observaciones de ALMA han revelado, por primera vez, la huella dejada por gases de alcohol metílico o metanol (CH3OH) en un disco protoplanetario. El metanol, un derivado del metano, es una de las más grandes moléculas orgánicas detectada en discos hasta la fecha. Identificar su presencia en objetos preplanetarios representa un hito en la comprensión de cómo se incorporan las moléculas orgánicas a planetas nacientes.
Además, el metanol es, en sí mismo, una pieza fundamental de compuestos más complejos de fundamental importancia prebiótica, como los aminoácidos. Como resultado, el metanol desempeña un papel vital en la creación de la rica química orgánica necesaria para la vida.
La presencia de metanol gaseoso en un disco protoplanetario tiene una gran importancia en astroquímica. Mientras que otros compuestos detectados en el espacio se forman tan sólo por la química que se da en fase gaseosa o por una combinación de fase gaseosa y fase sólida, el metanol es un compuesto orgánico complejo que se forma únicamente en la fase de hielo mediante reacciones superficiales sobre los granos de polvo.
El conjunto ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array) es el observatorio más potente que existe para el cartografiado de la composición química y la distribución de gas frío en discos cercanos. La gran resolución de ALMA también ha permitido a los astrónomos cartografiar el metanol gaseoso a través del disco de TW Hydrae, detectando un patrón en forma de disco, además de importantes emisiones cercanas a la estrella central. El anillo de metanol situado entre 30 y 100 unidades astronómicas (UA) apoya la hipótesis de que la mayor parte del depósito de hielo del disco se encuentra, principalmente, en los granos de polvo más grandes (hasta tamaños de milímetros), que se encuentran en la zona interior a 50 UA, los cuales se han separado del gas y han ido a la deriva hacia el interior en dirección a la estrella.
La observación de metanol en fase gaseosa, combinada con información sobre su distribución, implica que el metanol se ha formado sobre granos helados presentes en el disco y, posteriormente, ha sido liberado en estado gaseoso. Esta primera observación contribuye a aclarar el enigma de la transición hielo-gas del metanol y, de forma más general, los procesos químicos en entornos astrofísicos.
Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1619es de 15 de junio de 2016 [16]
El violento nacimiento del océano Pacífico, desvelado
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El Océano Pacífico nació en un espasmo geológico que comenzó hace 190 millones de años, cuando la superficie de la Tierra se abría en canal y la lava surgía de las profundidades. Ahora, un nuevo análisis parece sugerir que el nacimiento de ese fondo marino fue mucho más complejo de lo que los investigadores pensaban.
Los océanos nacen en las “costuras” inestables de la corteza terrestre, donde las placas se separan, permitiendo que la roca fundida surja, rellene la grieta y se solidifique. La nueva corteza empuja a la antigua lejos de la línea divisoria de placas y hacia el borde de un continente, con el que colisiona y, en el proceso de tectónica de placas, se sumerge bajo el continente y es reciclado en el interior del planeta.
A causa de ese proceso continuo de creación y destrucción, no existe suelo marino más antiguo de 200 millones de años. Por eso, para estudiar la evolución de los océanos en el pasado, los geólogos deben reconstruir la geometría tridimensional de las placas de la corteza ya desaparecidas.
Este estudio se centra en la parte más antigua de la placa del Pacífico, justo al este de la fosa de las Marianas. Trabajos anteriores sugerían que el Pacífico se formó en lo que se conoce como un “triple vértice geológico”, con fondo marino nuevo extendiéndose hacia afuera desde los tres bordes de intersección. Pero esa configuración es estable geológicamente. Un triple vértice similar en el océano Atlántico ha durado 100 millones de años sin formar una nueva placa.
Los científicos proponen que el Pacífico ha tenido que nacer en un tipo de vértice triple inestable. Las tres costuras de intersección tendrían que haber sido fallas “transformantes”, en las que los dos lados de cada falla se deslizan en relación a la otra. La falla de San Andrés es de este tipo.
Tres fallas transformantes uniéndose accidentalmente habrían creado un hueco triangular en el centro, y sería inestable, mientras que un vértice triple no, y no crearía una nueva placa.
Este estudio es el principio de un intento de entender la historia del océano que existió antes que el Pacífico y que rodeaba al subcontinente de Pangea, para lo que está recabando datos en Costa Rica, buscando evidencias de fondos marinos antiguos emigrados hasta el borde del continente mientras la corteza oceánica se sumergía bajo el continente y era destruida.
Fuente:
Nature News, 27 de julio de 2016 doi:10.1038/nature.2016.20334 [17]
Este artículo ha sido escrito por Juan Antonio Bernedo, que, cada tres meses colabora con esta web enviando su «kiosco». [18]