NeoFronteras

Una vez más Juan Antonio Bernedo nos envía un artículo con la actualidad astronómica de los últimos tres meses. Muchas de ellas no han sido cubiertas por NeoFronteras en el pasado.

Dos impulsores de primera etapa del Falcon retornan para aterrizar en Cabo Cañaveral. Fuente: Space X.

Hay noticias “bomba” y noticias que “son la bomba». Parecen lo mismo, pero no lo son. Una noticia bomba es la que se da a conocer a bombo y platillo, con gran despliegue mediático, como por ejemplo, el lanzamiento del cohete Falcon Heavy de SpaceX. Y luego están las noticias que «son la bomba».

Se trata de estudios serios que tardan mucho en dar sus frutos y que al darse cuenta sus autores de la importancia del descubrimiento, repasan una y otra vez sus cálculos y observaciones para evitar una posible equivocación. Son noticias importantes y de alguna manera trascendentes para el avance científico.
Ése es el caso del descubrimiento de la radiación de 78 Mhz y que puede suponer, si se confirma, una primera comprobación de la existencia de la materia oscura. Puede que se trate del principio de un nuevo campo de investigación que puede dar muchos frutos; puede que se trate del descubrimiento de interacciones distintas de las gravitatorias entre la materia «normal» y la «oscura». Eso sí puede ser «la bomba».

Dedicamos los tres primeros artículos del «Kiosco» a este último tema visto desde distintos ángulos.




Posible detección de la luz de las primeras estrellas, a 78 Mhz. ¿Una confirmación de la Materia Oscura?

Fotografía del radiotelescopio en el oeste de Australia que ha detectado una señal de la luz proveniente de las primeras estrellas del universo. Fuente: Commonwealth Scientific and Industrial Research Organization.

Los astrónomos descubrieron por primera vez las largamente buscadas señales de luz de las primeras estrellas que se formaron en el Universo, alrededor de 180 millones de años después del Big Bang.
La señal es una “huella dactilar” dejada en la radiación de fondo por el hidrógeno que absorbió parte de esta luz primordial. La evidencia sugiere que el gas que componía el universo temprano era más frío de lo que se había predicho. Esto, dicen los físicos, es una posible señal de la influencia de la materia oscura. Si se confirma, el descubrimiento podría marcar la primera vez que la materia oscura ha sido detectada a través de algo más que sus efectos gravitacionales.

Esta es la primera vez que se observa una señal del principio del Universo, aparte del resplandor del Big Bang, según Judd Bowman, un astrónomo de la Universidad Estatal de Arizona en Tempe, que dirigió el trabajo y que se publicó en Nature, el 28 de febrero. Si es cierto, se trata de una gran noticia, porque éste es un período en la historia del Universo del que se sabe muy poco, pero antes, otros equipos tendrán que confirmar la señal aunque, hasta ahora, el hallazgo parece ser sólido.

Los físicos piensan que el Big Bang, hace 13.800 millones de años, generó un plasma ionizado, que se enfrió rápidamente a medida que el Universo se expandía. Después de aproximadamente 370.000 años, esta sopa cósmica comenzó a formar átomos de hidrógeno neutros. Con el tiempo, y bajo la influencia de la gravedad, estos se juntaron formando estrellas, que comenzaron a brillar. Esta transición se conoce como «amanecer cósmico».

La luz de estas estrellas sería ahora tan débil que su detección con telescopios en tierra es casi imposible. Pero los astrónomos siempre han esperado verlo indirectamente: la luz habría cambiado sutilmente el comportamiento del hidrógeno que una vez llenó el espacio interestelar. Este cambio habría permitido que el gas hidrógeno absorbiera la radiación del fondo cósmico de microondas (CMB), el resplandor del Big Bang, a una longitud de onda de radio característica de 21 centímetros, lo que supone una caída en la intensidad esperada de la CMB a esa frecuencia.

Para buscar la señal, el equipo utilizó un radiotelescopio llamado «Experimento para Detectar la Época Global de Firma de Reionización» (EDGES), con sede en el Observatorio de Radioastronomía de Murchison en Australia Occidental. Debido a que nuestra propia galaxia y la radio FM de origen humano generan ondas en la misma banda que la señal, detectar esa disminución de señal significó filtrar cuidadosamente estas fuentes más poderosas.

Pero Bowman y sus colegas pronto encontraron la señal pronosticada en aproximadamente la frecuencia que esperaban (78Mhz, o 384cm que son la frecuencia y longitud de onda que tienen ahora la radiación que tenía entonces 21cm). Y a pesar de ser una caída insignificante del 0,1% en la radiación, todavía era el doble de la magnitud prevista. El hallazgo fue tan claro que los investigadores pasaron dos años comprobando que no provenía de un efecto del instrumental o un ruido. Incluso construyeron una segunda antena y apuntaron sus instrumentos a diferentes partes del cielo en diferentes momentos. Después de dos años, se superaron todas estas pruebas y no se pudo encontrar ninguna explicación alternativa.

La radiación de este período llega estirada a nosotros por la expansión del Universo, lo que implica que la banda en la que se recibe la señal revela su edad. Esto le permitió al equipo datar la más lejana aparición del amanecer cósmico en 180 millones de años después del Big Bang. La desaparición de la señal revela un segundo hito: cuándo los rayos X más energéticos generados por las muertes de las primeras estrellas elevaron la temperatura del gas y apagaron la señal. El equipo de Bowman pone ese tiempo alrededor de 250 millones de años después del Big Bang.

La comprensión de estas estrellas primordiales es importante no solo porque moldearon la materia que las rodea, sino también porque sus muertes explosivas crearon la sopa de elementos más pesados, como el carbono y el oxígeno, de los que se formaron las estrellas posteriores, lo que es fundamental para entender las etapas posteriores de la evolución.

El Big-Bang produjo electrones y protones. Al expandirse y enfriarse el universo, éstos formaron hidrógeno neutro en la «recombinación». La gravedad comenzó a agrupar átomos para formar las primeras estrellas y galaxias, en un proceso conocido como «amanecer cósmico». La luz de las primeras estrellas alteraron radicalmente las propiedades del resto del gas permitiendo que absorbiera parte de la Radiación Cósmica de Fondo de Microondas y creando un «bajón» en ella que los astrónomos creen haber descubierto. Finalmente, la potente luz de las estrellas calentó el gas sofocando esa señal, antes de reionizar todo el gas restante.

Si bien la señal apareció a una frecuencia esperada, su fuerza fue completamente inesperada, dice Rennan Barkana, un cosmólogo de la Universidad de Tel Aviv en Israel, que ha publicado un segundo artículo relacionado en Nature (Barkana, R. Nature 555, 71–74 (2018)). En él sugiere que o hubo más radiación de la esperada en el amanecer cósmico, o que el gas estaba más frío de lo que se había predicho. Ambos casos serían muy extraños e inesperados.

La única explicación que tiene sentido para Barkana es que algo enfrió el gas. Eso apunta a la materia oscura, que algunas teorías sugieren que debería haber estado fría en el amanecer cósmico. Los resultados también sugieren que la materia oscura debería ser más ligera de lo que indica la teoría más aceptada. Esto podría ayudar a explicar por qué los físicos no han podido observar la materia oscura directamente, en experimentos que se han prolongado durante décadas. Si eso es cierto, habría que diseñar nuevos tipos de experimentos para verlo.

Por ahora, la señal del amanecer cósmico es tentativa, hasta ser confirmada por otros experimentos que están preparados ya para investigarlo. La mayoría de los radioastrónomos habían estado buscando otras señales de hidrógeno de un período posterior en la historia del Universo. Uno de esos experimentos en desarrollo, el Hydrogen Epoch of Reionization Array, un proyecto de radiotelescopio internacional con base en el desierto de Karoo en Sudáfrica, está siendo ahora adaptado para detectar señales en las longitudes de onda exploradas por el equipo de Bowman, y se espera que pueda replicar sus resultados en los próximos años.

Otros experimentos, como LOFAR (Low-Frequency Array), un gran sistema de antenas de radio distribuidas en cinco países europeos, deberían ser capaces de dar un paso más y mapear cómo la intensidad de la señal fluctúa en el cielo. Y si la causa de la señal fuerte es la materia oscura, debería hacerse patente como un patrón distintivo.

Tras 35 años tratando de estudiar el período en que las estrellas se formaron por primera vez, posiblemente se haya detectado la señal buscada durante tanto tiempo.

Artículo relacionado con los dos siguientes.

Fuente:
NATURE 555 , 67–70, 28 febrero 2018




Un enfriamiento sorprendente antes del «amanecer cósmico»

Las primeras estrellas que se formaron generaron copiosos flujos de radiación ultravioleta que impregnaron el Universo primitivo, un fenómeno conocido como el amanecer cósmico. Se han realizado muchos cálculos para estimar cuándo ocurrió esto, pero hasta ahora no se han obtenido acotaciones para determinar ese tiempo. En el artículo anterior, Bowman et al. informan sobre la que podría ser la primera detección de las huellas térmicas de estas estrellas, que se remontaría a 180 millones de años después del Big Bang.

Menos de un millón de años después del Big Bang, el Universo consistía en gas atómico (principalmente hidrógeno) y una forma de materia cinco veces más abundante que la materia normal (materia oscura), que aún no se ha observado directamente. Las mediciones durante décadas han indicado que, curiosamente, esta materia «oscura» interactúa consigo misma y con la materia regular solo a través de la acción de la gravedad. Fue principalmente la gravedad de la materia oscura la que amplificó las pequeñas perturbaciones de densidad localizadas en el Universo poco después del Big Bang para generar las primeras estructuras a gran escala. Pero fue el hidrógeno dentro de estas perturbaciones el que se colapsó poco a poco para formar estrellas, provocando el amanecer cósmico.

Las huellas térmicas observables de las primeras estrellas son consecuencia de pequeñas variaciones en la proporción del número de átomos de hidrógeno interestelares encontrados en dos estados de energía particulares; una transición entre estos estados hace que un fotón sea emitido o absorbido a una frecuencia de radio característica. La relación refleja el grado de excitación del hidrógeno, y se puede expresar como una temperatura, conocida como la temperatura de spin atómico (TS).

En los primeros tiempos, cuando el Universo era relativamente pequeño y la densidad media del gas era alta, las colisiones entre átomos eran frecuentes. Por lo tanto, TS era lo mismo que la temperatura cinética del gas (TG), un indicador de la energía disponible para excitar átomos por medio de colisiones.

Cuando las estrellas comenzaron a formarse, el Universo se había expandido. Tanto TG como las densidades medias de gas habían disminuido, y las colisiones eran poco frecuentes, lo que permitió que TS aumentara, aproximándose a la temperatura de la radiación (TR) que quedó del Big Bang (fig. 1). TR también cayó cuando el Universo se expandió, pero no tan rápido como TG.

Figura 1: La temperatura cambia durante la evolución del Universo. Las dos primeras fases del universo fueron la «edad oscura», antes de que se formaran las estrellas (gris) y el amanecer cósmico (amarillo), cuando las nubes de hidrógeno en las primeras estructuras se colapsaron para formar estrellas. La temperatura de la radiación (TR) que quedó del Big Bang ha disminuido lentamente con el tiempo. La temperatura de «spin» (TS) del hidrógeno que no ha formado estrellas refleja el estado de excitación de los átomos de hidrógeno (la línea azul continua muestra estimaciones previas de TS en función de los modelos). Bowman et al. usan observaciones para estimar TS, y encuentran que disminuyó a valores más bajos (línea roja continua) que lo predicho por los modelos. Barkana propone que esto podría ser evidencia de una interacción no gravitacional previamente no reconocida entre la materia oscura y la normal. Tales interacciones significarían que la temperatura «cinética» del gas (TG) en el Universo también cayó a un mínimo más bajo (línea punteada roja) de lo que predice la física conocida (línea punteada azul).

Una teoría ya asentada que todavía está por probar predice que la absorción de la radiación UV de las primeras estrellas por las nubes de hidrógeno cercanas, podría haber llevado al TS a descender hasta TG, pero no a un nivel inferior. En otras palabras, el amanecer cósmico haría que el gas pareciera más frío cuando se lo observa en frecuencias de radio. Esto crearía una característica de absorción en el espectro de la radiación de fondo dejado por el Big Bang.

Bowman et al. advierten de la posible detección de tal señal de absorción. Los autores midieron TS, promediada de gran parte del cielo y en un rango contiguo de frecuencias de radio; cada frecuencia proporciona una ventana en un tiempo diferente en el pasado del Universo. La medición es muy difícil porque debe realizarse utilizando una antena y receptor de radio VHF extremadamente bien calibrados, para permitir separar la débil señal cosmológica de las señales celestes mucho más fuertes y de aquellas dentro de los sistemas electrónicos del aparato utilizado.

La señal de absorción citada se extiende a lo largo de un amplio rango de frecuencias, uno de cuyos extremos se remonta a hace 180 millones de años, en buen acuerdo con las predicciones teóricas.

Sorprendentemente, sin embargo, la amplitud máxima de la absorción es entre dos y tres veces mayor que la predicha por los modelos más optimistas, y el perfil de absorción es de base plana, en lugar de curvilínea y de forma Gaussiana, lo que también está en desacuerdo con los modelos (ver fig. 2 en artículo siguiente del «Kiosco»)

Entonces, ¿cómo se pueden explicar las diferencias con los modelos? En otro artículo en Nature (ver artículo siguiente del «kiosco») Barkana argumenta que los modelos podrían alcanzar la amplitud y el perfil de la señal informada si ocurren interacciones no gravitacionales, como las que ocurren entre partículas cargadas, entre la materia oscura y las partículas de materia normal, y si las partículas de materia oscura tienen masas relativamente bajas y velocidades menores que la velocidad de la luz.

Los efectos de los hipotéticos diversos tipos de materia oscura han sido calculados previamente, pero solo aquellos en los que la materia oscura y la materia normal se dispersan entre sí aumentan la magnitud de la firma de absorción. La idea de que una señal de radio detectable del amanecer cósmico pueda estar ligada a las propiedades de partículas de la materia oscura sugiere un ángulo potencialmente revolucionario para investigación en física fundamental.

La afirmación de Bowman y sus colegas de haber detectado la señal de absorción largamente buscada se ve reforzada por innumerables pruebas en las que los autores modificaron su hardware experimental o análisis de datos, en un esfuerzo concertado para identificar errores sistemáticos que podrían ser responsables de la señal medida. Las pruebas incluyeron la repetición de la adquisición y análisis de datos utilizando una antena duplicada en un segundo lugar cercano; orientar la antena en diferentes ángulos con respecto a la brújula; y cambiar las formas en que la antena está aislada del suelo. Otras pruebas se centraron en activar y desactivar varias facetas de la calibración de datos.

Sin embargo, la prueba más rigurosa será comparar los resultados actuales con los resultados de experimentos independientes que también apuntan a detectar la señal del amanecer cósmico.

Se espera que la sorprendente amplitud y forma del gráfico de la señal de absorción obtenida sean de hecho un laborioso avance que revele la existencia de una física inesperada, si las pruebas ejecutadas han logrado evitar errores sistemáticos. Dos extensiones de los ensayos citados incluyen el uso de circuitos que imitan más precisamente a la antena que los circuitos de Bowman y colegas cuando están conectados al receptor durante la evaluación y calibración del rendimiento, y la verificación contrastada de modelos de rendimiento para la antena (que actualmente están basados en simulaciones de ordenador del funcionamiento electromagnético de la antena) con mediciones de campo realizadas cuando se emiten señales de banda estrecha o sinusoidales cerca de la antena.

El informe de Bowman y colaboradores será reconocido como un hito en este campo experimental naciente: el primer anuncio fiable de una detección muy esperada. Sus consecuencias no estarán limitadas a interpretaciones cada vez más precisas de espectros unidimensionales. Los estudios de la señal del amanecer cósmico utilizando interferómetros (matrices de antenas) podrían describir la estructura 3D del Universo en ese momento y, por extrapolación, durante la «edad oscura» primordial cuando se formó por primera vez la estructura a gran escala en el Universo.

Una de las predicciones particularmente notables de Barkana es que, si existen interacciones no gravitacionales entre la materia normal y la materia oscura, entonces la señal de absorción detectable por los interferómetros podría ser más fuerte y más distintiva de lo que se había predicho. Codificaría las fluctuaciones espaciales de la densidad de materia que ocurrieron durante la edad oscura, en lugar de solo la temperatura del gas, presentando así nuevas oportunidades para ensayos en física fundamental.

Fuente:
Nature 555, 38-39, doi: 10.1038/d41586-018-02310-9, 28 febrero 2018




Perfil de absorción a 78 Mhz sobre el espectro de fondo cósmico

Figura 2: espectro en 21 cm, mostrando la absorción de magnitud inesperada, así como el fondo plano de la onda, a valores de z entre 15 y 19. Fuente: NATURE

De una forma resumida, después de que las estrellas se formaron en el Universo temprano, se cree que su luz ultravioleta, finalmente, penetró en el gas de hidrógeno primordial y alteró el estado de excitación de su línea hiperfina de 21 centímetros.

Esta alteración debió causar que el gas absorbiera fotones del fondo de microondas cósmico, produciendo una distorsión espectral que tiene que ser observable hoy a frecuencias de radio de menos de 200 megahercios.

En este estudio se informa de la detección de un perfil de absorción aplanado en el espectro de radio promediado del cielo, que se centra en una frecuencia de 78 megahercios y tiene un ancho total mejor ajustado a la mitad de un máximo de 19 megahercios y una amplitud de 0,5 Kelvin.

El perfil es en gran parte compatible con lo esperado para la señal de 21 centímetros inducida por estrellas tempranas; sin embargo, la amplitud es más que del doble de las predicciones más grandes.

Esta discrepancia sugiere que el gas primordial era mucho más frío de lo esperado o que la temperatura de radiación de fondo era más alta de lo esperado. Es poco probable que los fenómenos astrofísicos (como la radiación de las estrellas y los restos estelares) expliquen esta discrepancia; de las modificaciones propuestas para el modelo estándar de la cosmología y la física de partículas, solo el enfriamiento del gas como resultado de las interacciones entre la materia oscura y la materia bariónica parece explicar la amplitud observada.

El límite de baja frecuencia del perfil observado indica que existieron estrellas y que produjo un fondo de fotones Lyman-α 180 millones de años después del Big Bang. El límite de alta frecuencia indica que el gas se calentó por encima de la temperatura de radiación, menos de 100 millones de años más tarde.

Fuente:
Nature 555, 71–74, 28 febrero 2018




«ExoMars TGO» finaliza la fase de aerofrenado

Tras la fase de frenado paulatino, surcando el borde de la atmósfera de Marte, la misión ExoMars de la Agencia Europea del Espacio (ESA) ha alcanzado su órbita alrededor del Planeta Rojo y ya está lista para comenzar la búsqueda de metano.

El Satélite para el estudio de «Gases Traza», ExoMars TGO, llegó a Marte en octubre de 2016 con el objetivo de investigar el posible origen biológico o geológico de estos gases en la atmósfera. Se trata, por ejemplo, del metano, descubierto por otra sonda europea Mars Express, que ya lleva 15 años allí.

El interés del metano y otros gases traza es que en la Tierra tienen un origen biológico, y en Marte sigue inexplicado, pudiendo provenir, tanto de fenómenos geológicos como el criovulcanismo, como de otros poco probables biológicos que implicarían la presencia de posibles microbios en el subsuelo marciano.

El satélite también funcionará como relé de comunicación entre los controladores en la Tierra y un robot que está previsto enviar a Marte para explorar y taladrar su superficie en los próximos años, dentro del mismo programa ExoMars.

Para hacerlo posible, la nave primero tuvo que transformar su órbita elíptica inicial de cuatro días, de unos 98.000 x 200 km, en otra circular y mucho más baja, a unos 400 km del planeta.

Desde marzo de 2017 se estaba efectuando una campaña extremadamente delicada de aerofrenado: con cada revolución, se había ido sumergiendo la nave en las últimas briznas de la atmósfera, decelerando y rebajando su órbita. Así, se aprovechaba la leve resistencia de los vientos solares para transformar poco a poco la órbita sin gastar combustible. Durante algunas de las órbitas la nave pasó muy cerca de Marte, a tan solo 103 km.

La maniobra finalizó el 20 de febrero, con el encendido de los propulsores durante unos 16 minutos para elevar el acercamiento máximo a la superficie a unos 200 km, fuera de la atmósfera. Con esta maniobra acabó efectivamente la campaña de aerofrenado, al situar la nave en una órbita de unos 1050 km en el apoastro x 200 km en el periastro.

Aerofrenado de Venus Express en 2014, a unos 130 km de altitud sobre Venus, similar al aerofrenado de ExoMars. Fuente: ESA–C. Carreau.

La ESA ya tenía experiencia en aerofrenado al probar esta técnica en 2014, durante la fase final la misión «Venus Express», a pesar de que no estaba diseñada para ello. Pero esta vez es la primera que la ESA emplea esta técnica para alcanzar una órbita rutinaria alrededor de otro planeta, y ExoMars se ha diseñado específicamente con ello en mente.

El aerofrenado alrededor de un planeta distinto al nuestro, y que se encuentra a una media de 225 millones de kilómetros de distancia, es una empresa arriesgada. La tenue atmósfera superior ofrece una deceleración bastante limitada, de 17 mm/s por segundo como máximo. Para hacernos una idea de lo pequeña que es esa deceleración, imaginemos que para conseguir detener un coche en un cruce, partiendo de una velocidad inicial de 50 km/h, necesitaríamos 6 km de distancia.

El aerofrenado funciona únicamente porque la nave se mantiene un tiempo significativo en la atmósfera durante cada órbita y lo repite 950 veces. A lo largo de un año, se ha reducido la velocidad de la nave 3.600 km/h, que es mucho, haciendo descender su órbita hasta la medida necesaria.

Durante el mes de marzo, el equipo de control sometió la nave a una serie de hasta diez maniobras orbitales, una cada pocos días, encendiendo sus propulsores para ajustar la órbita a su forma circular final de dos horas a unos 400 km de altitud, algo que debería lograrse a mediados de abril.

Toma de imágenes estéreo. El sistema de imagen estéreo de superficie (CaSSIS) es la cámara de alta resolución de la nave ExoMars. Es capaz de obtener imágenes en color estéreo de puntos de la superficie que puedan estar relacionados con fuentes de gases traza. El proceso consiste en tomar una imagen ligeramente por delante, y luego rotar la cámara para tomar la segunda parte de la imagen desde atrás, para tener dos tomas bajo distintos ángulos de la misma región. Así se pueden calcular las alturas relativas de los detalles de la superficie. Fuente: ESA, University of Bern.

Las fases iniciales de recopilación científica de datos, a mediados de marzo, servirán para comprobar los instrumentos y llevar a cabo observaciones preliminares de calibración y validación. Las observaciones científicas rutinarias deberían comenzar hacia el 21 de abril.

A continuación, se reorientará la nave para que su cámara siga apuntando hacia abajo y los espectrómetros hacia el Sol, para poder observar la luz solar a través de la atmósfera marciana y poder detectar los gases traza en ella. Así, comenzará la esperada fase científica de la misión.

El principal objetivo es realizar un inventario detallado de los «gases traza», en busca especialmente de metano y otros gases que pudieran indicar actividad biológica o geológica.

Un conjunto de cuatro instrumentos científicos llevará a cabo mediciones complementarias de la atmósfera, la superficie y el subsuelo. Su cámara ayudará a caracterizar las formaciones en la superficie que pudieran estar relacionadas con fuentes de gases traza, como los volcanes.

También se buscará hielo de agua oculto bajo la superficie que, junto a las potenciales fuentes de gases traza, podría ayudar a definir los lugares de aterrizaje de futuras misiones.

Imagen del futuro robot explorador de ESA y, al fondo, de la plataforma científica rusa. Fuente: ESA/ATG medialab.

En abril también se comprobará la capacidad de retransmisión de datos de la nave, un aspecto crucial de la misión en Marte. Una carga útil de relé de radio, suministrada por la NASA, captará señales de datos de los «rovers» estadounidenses en superficie y los retransmitirá a las estaciones terrestres. Las operaciones rutinarias de retransmisión de datos comenzarán a finales de verano.

A partir de 2021, una vez que el rover ExoMars de la ESA llegue a Marte, el orbitador ofrecerá servicios de retrasmisión de datos para ambas agencias y para una plataforma científica de superficie rusa. ExoMars es una misión conjunta de la ESA y Roscosmos.

Fuente:
Noticia de ESA, 22 febrero 2018




El instrumento EXPRESSO ve su primera luz con las cuatro unidades del telescopio VLT a la vez

El instrumento ESPRESSO, instalado en el Very Large Telescope de ESO, en Chile, ha utilizado por primera vez la luz combinada de sus cuatro telescopios de 8,2 metros. Actualmente, en términos de área colectora de luz, el hecho de combinar las unidades de telescopio de esta manera convierte al VLT en el telescopio óptico más grande del mundo.

Uno de los objetivos del diseño original del VLT (Very Large Telescope) de ESO era hacer que sus cuatro unidades de telescopio (UTs) trabajaran juntas para crear un solo telescopio gigante. Con la primera luz del espectrógrafo ESPRESSO, que ha utilizado el modo cuatro-unidades-de-telescopio del VLT, se ha alcanzado este hito. Anteriormente, ESPRESSO hizo sus primeras observaciones el 6 de diciembre de 2017 utilizando sólo una de las cuatro unidades de telescopio (UTs) de 8,2 metros de diámetro que conforman el VLT.

Después de intensos preparativos por parte del consorcio ESPRESSO (liderado por el Observatorio Astronómico de la Universidad de Ginebra, con la participación de centros de investigación de Italia, Portugal, España y Suiza) y el personal ESO, el Director General de ESO, Xavier Barcons, inició estas históricas observaciones astronómicas apretando un botón en la sala de control. Así ESO ha hecho realidad un sueño que se remonta a la época en la que el VLT fue concebido, en la década de 1980: combinar la luz de las cuatro unidades de telescopio en Cerro Paranal para enviar la luz a un único instrumento.

Cuando las cuatro unidades de telescopio, de 8,2 metros cada una, combinan su capacidad colectora de luz para “alimentar” a un solo instrumento, el VLT se convierte, en efecto, en el telescopio óptico más grande del mundo en cuanto a área colectora de luz.

Dos de los principales objetivos científicos de ESPRESSO son el descubrimiento y la caracterización de planetas similares a la Tierra y la búsqueda de la posible variabilidad de las constantes fundamentales de la física. Los experimentos de este último campo en particular, requieren de la observación de cuásares distantes y débiles, y este objetivo científico será el que más se beneficie de la combinación de la luz de las cuatro unidades de telescopio en ESPRESSO. Ambos dependen de una estabilidad del instrumento extremadamente alta y de una fuente de luz de referencia sumamente estable.

ESPRESSO es un espectrógrafo echelle, de tercera generación, sucesor del exitoso HARPS, instalado en el Observatorio La Silla de ESO. HARPS puede alcanzar una precisión de alrededor de un metro por segundo en las mediciones de velocidad, mientras que ESPRESSO tiene como objetivo lograr una precisión de unos pocos centímetros por segundo gracias a los avances en la tecnología y a que combina la luz de los 4 VLT.

Debido a la complejidad que conlleva combinar de este modo la luz de las cuatro unidades de telescopio (en lo que se conoce como un «foco incoherente», sumadas fuera de fase), hasta ahora no se había implementado. Sin embargo, durante la construcción de los telescopios se había dejado el espacio necesario y, desde el principio, se habilitó la estructura subterránea en la cima de la montaña.

Un sistema de espejos, prismas y lentes transmite la luz de cada unidad de telescopio del VLT al espectrógrafo ESPRESSO, a más de 69 metros de distancia. Gracias a esta óptica compleja, ESPRESSO puede recoger la luz de los cuatro telescopios juntos, aumentando su capacidad colectora de luz, o puede recibir, de forma alternativa, la luz de alguna de las unidades de telescopio de forma individual, permitiendo un uso más flexible del tiempo de observación. EXPRESO fue específicamente desarrollado para aprovechar esta infraestructura.

Esta nueva combinación de luz tiene una capacidad colectora de luz comparable a la de un telescopio de 16 metros de apertura. Sin embargo, la resolución angular sigue siendo la de un único telescopio de 8 metros, a diferencia de lo que ocurre en el interferómetro de VLT, donde la resolución es mayor a la de un telescopio (virtual) con una apertura efectiva igual a la máxima separación entre los telescopios que lo conforman.

La luz de las cuatro unidades de telescopio ya se colecta de forma rutinaria en el Interferómetro del VLT para el estudio de detalles muy finos en objetos relativamente brillantes.

Enviar la luz combinada a un único instrumento dará acceso a los astrónomos a una información nunca antes disponible. Esta nueva instalación marca un antes y un después en la astronomía hecha con espectrógrafos de alta resolución. Hace uso de nuevos conceptos, tales como calibración de longitud de onda con la ayuda de un peine de frecuencia láser, proporcionando una precisión y una posibilidad de repetición sin precedentes, a lo que ahora se suma el poder unir la capacidad colectora de luz de las cuatro unidades de telescopio.

Fuentes:
Comunicado institucional de ESO: eso1806es, 3 de Febrero de 2018

Comunicado institucional de ESO: eso1739es, 6 de Diciembre de 2017




La pérdida de atmósfera, relacionada con la ausencia de campo magnético

Ilustración de los entornos magnéticos de los planetas Venus, Tierra y Marte. La baja gravedad y la ausencia de campo magnético de Marte hacen de su atmósfera exterior un blanco fácil para ser arrastrada por el viento solar, pero nuevos hallazgos de la sonda Mars Express de la ESA muestran que la radiación Solar podría desempeñar un papel sorprendente en la fuga atmosférica. Fuente: ESA.

Comprender los distintos caminos que tomó la evolución en los planetas rocosos del Sistema Solar interior a lo largo de 4.600 millones de años es clave para determinar qué hace que un planeta sea habitable. Mientras que la Tierra es un mundo rico en agua, nuestro vecino menor, Marte, perdió gran parte de su atmósfera en el principio de su historia, pasando de ser un entorno cálido y húmedo a convertirse en el planeta árido y frío que conocemos en la actualidad. Por el contrario, nuestro otro vecino, Venus, actualmente inhabitable y con un tamaño comparable a la Tierra, presenta una atmósfera densa.

Con frecuencia se señala que una de las formas en que la atmósfera de un planeta se protege es mediante un campo magnético generado internamente, como sucede en el caso de la Tierra. El campo magnético desvía las partículas cargadas del viento solar que escapan del Sol, creando una burbuja protectora alrededor del planeta: la magnetosfera.

Como Marte y Venus no generan este campo magnético interno, la principal barrera contra el viento solar es su alta atmósfera, o ionosfera. Al igual que en el caso de la Tierra, la radiación ultravioleta separa los electrones de los átomos y moléculas de esa zona, creando una región de gas cargado eléctricamente. En Marte y Venus, esta capa ionizada (la ionosfera) interactúa directamente con el viento solar y su campo magnético para crear una magnetosfera inducida, que actúa ralentizando y desviando el viento solar alrededor del planeta.

La sonda Mars Express de la ESA ha estado observando durante 14 años iones cargados (de oxígeno y dióxido de carbono, por ejemplo) liberados al espacio para comprender mejor la velocidad a la que la atmósfera escapaba del planeta.

Escape de iones en Marte. Fuente: ESA

El estudio ha revelado un efecto sorprendente: la radiación ultravioleta del Sol tiene un papel mucho más importante de lo que se creía.

Se creía hasta ahora que el escape de iones se debía a una transferencia efectiva de la energía del viento solar, a través de la barrera magnética inducida de Marte, hacia la ionosfera, pero, lo que realmente sucede es que la mayor producción de iones provocada por la radiación ultravioleta solar blinda la atmósfera del planeta de la energía que lleva el viento solar, pero que los iones precisan de muy poca energía para escapar por sí mismos, dada la baja gravedad que une la atmósfera a Marte.

Se ha descubierto que la naturaleza ionizante de la radiación solar produce más iones de los que puede arrastrar el viento solar. Aunque la mayor producción de iones contribuye a proteger la baja atmósfera de la energía que lleva el viento solar, el calentamiento de los electrones parece ser suficiente para arrastrar iones en todas las condiciones, creando una suerte de “viento polar”. La débil gravedad de Marte, alrededor de un tercio de la de la Tierra, hace que el planeta no pueda sujetar estos iones y que estos escapen al espacio, independientemente de la energía extra que aporta un viento solar fuerte.

En Venus, donde la gravedad es similar a la de la Tierra, se necesita mucha más energía para que se pierda atmósfera de esta forma, y los iones que abandonan la cara soleada podrían regresar al planeta por la cara contraria a menos que se aceleren de alguna manera.

Así, el escape de iones de Marte está limitado principalmente por la producción y no por la energía, mientras que en Venus es probable que la limitación se deba a la energía, dada la mayor gravedad del planeta y la mayor tasa de ionización, por estar más cerca del Sol.

En otras palabras, es probable que el efecto directo del viento solar en la cantidad de atmósfera que Marte ha perdido con el tiempo sea mínimo, y que simplemente potencie la aceleración de las partículas que escapan.

La continua observación de Marte desde 2004, que abarcaba los cambios en la actividad solar desde el mínimo al máximo solar, ha proporcionado un gran conjunto de datos que resulta vital para comprender el comportamiento a largo plazo de las atmósferas planetarias y su interacción con el Sol. La colaboración con la misión MAVEN de la NASA, que lleva en Marte desde 2014, también permite estudiar los procesos de escape atmosférico con mayor detalle.

El estudio también presenta implicaciones para la búsqueda de atmósferas similares a la de la Tierra en otras partes del Universo. En él se han utilizado datos recopilados por el instrumento ASPERA-3 (Analizador de Plasma Espacial y Átomos Energizados) de Mars Express, que este año cumple 15 años en el espacio. La sonda Venus Express de la ESA, que concluyó su misión en Venus, en 2014, contaba con un instrumento idéntico.

La conclusión es que quizá, a la hora de proteger la atmósfera de un planeta, su campo magnético no sea tan importante como su gravedad, que define hasta qué punto el planeta conserva sus partículas atmosféricas una vez han sido ionizadas por la radiación del Sol, independientemente de la fuerza del viento solar.

El artículo “Global Mars-solar wind coupling and ion escape”, de Ramstad et al., fue publicado en Journal of Geophysical Research: Space Physics (2017) doi:10.1002/2017JA024306.

Fuente:
Noticia de ESA, 8 febrero 2018




Posible abundancia de agua en los planetas de TRAPPIST-1

Un nuevo estudio ha revelado que, la composición de los siete planetas que orbitan alrededor de la cercana estrella enana ultrafría TRAPPIST-1, es básicamente rocosa y que, potencialmente, algunos podrían albergar más agua que la Tierra. La densidad de los planetas, que ahora se conoce con mucha más precisión, sugiere que algunos de ellos podrían tener hasta un 5% de su masa en forma de agua, aproximadamente 250 veces más que los océanos de la Tierra. Los planetas más calientes, más cercanos a su estrella, son propensos a tener densas atmósferas de vapor, y los más distantes probablemente tengan sus superficies heladas. En cuanto a tamaño, densidad y cantidad de radiación que reciben de su estrella, el cuarto planeta es el más parecido a la Tierra. Parece ser el planeta más rocoso de los siete y tiene posibilidades de albergar agua líquida.

Los planetas que hay alrededor de la débil estrella roja TRAPPIST-1, a sólo 40 años-luz de la Tierra, fueron detectados por primera vez en 2016 con el Telescopio TRAPPIST-sur, instalado en el Observatorio La Silla de ESO. Durante el año siguiente se llevaron a cabo otras observaciones, tanto desde telescopios terrestres, como el Very Large Telescope de ESO, como con el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA, revelando que no había menos de siete planetas en el sistema, cada uno de un tamaño parecido al de la Tierra. Se llaman TRAPPIST-1b, c, d, e, f, g y h, en el sentido en el que aumenta la distancia de la estrella central.

Ahora se han llevado a cabo más observaciones, tanto con telescopios basados en tierra, incluyendo la instalación SPECULOOS, casi completa, en el Observatorio Paranal de ESO, como desde el Telescopio Espacial Spitzer y el Telescopio Espacial Kepler de la NASA. Un equipo de científicos, liderado por Simon Grimm, de la Universidad de Berna (Suiza), ha aplicado métodos de modelado informático muy complejos a los datos disponibles y ha determinado las densidades de los planetas con mucha más precisión.

Medir las densidades de los exoplanetas no es fácil. Es necesario conocer tanto el tamaño del planeta como su masa. Los planetas de TRAPPIST-1 se detectaron utilizando el método de tránsitos, es decir, buscando pequeñas disminuciones en el brillo de la estrella provocadas por el paso de un planeta a través de su disco, lo cual bloquea parte de su luz. Esto da una buena estimación del tamaño del planeta. Sin embargo, es más difícil medir la masa de un planeta (si no hay otros efectos, los planetas con masas diferentes tienen las mismas órbitas y no hay manera directa de distinguirlos). Pero, en un sistema múltiple de planetas, hay una forma: los planetas más masivos perturban las órbitas de los planetas más ligeros. Esto, a su vez, afecta a los tiempos de los tránsitos. El equipo dirigido por Simon Grimm ha utilizado estos efectos, muy sutiles y complicados de detectar, para estimar las masas de los siete planetas basándose en un gran cuerpo de información y en un análisis y modelado de datos muy sofisticados.

Las medidas de densidad, combinadas con los modelos de las composiciones de los planetas, sugieren firmemente que los siete planetas TRAPPIST-1 no son mundos rocosos estériles. Parecen contener cantidades significativas de material volátil, probablemente agua, que alcanza hasta un 5% de la masa del planeta en algunos casos, lo cual supone una gran cantidad, comparado con el contenido en agua de la Tierra: sólo el 0,02 % de su masa.

Los modelos utilizados también tienen en cuenta volátiles alternativos, como el dióxido de carbono. Sin embargo, se decantan por el agua (ya sea en forma de vapor, líquido o hielo) como componente abundante más probable, dado que el agua es la fuente más abundante de volátiles en los discos protoplanetarios solares en cuanto a abundancias.

Las densidades, pese a ser pistas importantes sobre la composición de los planetas, no dicen nada de habitabilidad. Sin embargo, nuestro estudio es un paso importante mientras seguimos explorando si estos planetas podrían sustentar vida.

TRAPPIST-1b y c, los planetas más interiores, parece tener núcleos rocosos y estar rodeados de atmósferas mucho más gruesas que la de la Tierra. Por su parte, TRAPPIST-1d es el más ligero de los planetas, con un 30 por ciento de la masa de la Tierra. Los científicos no están seguros de si tiene una gran atmósfera, un océano o una capa de hielo.

El equipo de investigación se sorprendió por el hecho de que TRAPPIST-1e sea el único planeta del sistema un poco más denso que la Tierra, lo que sugiere que puede tener un núcleo más denso de hierro y que no necesariamente tiene una atmósfera espesa, un océano o una capa de hielo. Resulta misterioso que TRAPPIST-1e parezca tener una composición mucho más rocosa que el resto de los planetas. En términos de tamaño, densidad y de la cantidad de radiación que recibe de su estrella, es el planeta más similar a la Tierra.

TRAPPIST-1f, g y h están lo suficientemente lejos de la estrella anfitriona como para que el agua pueda congelarse y formar hielos sobre sus superficies. Si tienen atmósferas delgadas, sería improbable que contuvieran las moléculas pesadas que encontramos en la Tierra, como el dióxido de carbono.

Es curioso que los planetas más densos no sean los que están más cerca de la estrella, y que los planetas más fríos no tengan atmósferas gruesas.

Los equipos de investigación también están invirtiendo esfuerzos en buscar otros planetas alrededor de estrellas rojas débiles como TRAPPIST-1. Este resultado pone de relieve el enorme interés de explorar estrellas enanas ultrafrías cercanas, como TRAPPIST-1, para el tránsito de planetas terrestres. Ese es exactamente el objetivo de SPECULOOS, nuestro nuevo buscador de exoplanetas, que está a punto de iniciar operaciones en el Observatorio Paranal de ESO, en Chile.

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Comunicado científico de ESO: eso1805es, 5 de Febrero de 2018




Los posibles efectos y daños de la meteorología espacial

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Posibles efectos de las condiciones ambientales en el espacio como influencia de la actividad solar. Fuente: ESA/Science Office, CC BY-SA 3.0 IGO

En la economía europea actual, numerosos sectores pueden verse afectados por el clima espacial. Estos van desde las telecomunicaciones basadas en el espacio, la radiodifusión, los servicios meteorológicos y la navegación, hasta la distribución de energía y las comunicaciones terrestres, especialmente en las latitudes septentrionales.

Una influencia significativa de la actividad solar se ve en las alteraciones en los servicios de navegación por satélite, como Galileo, debido a los efectos del clima espacial en la atmósfera superior. Esto a su vez puede afectar la aviación, el transporte por carretera, el transporte marítimo y cualquier otra actividad que dependa de un posicionamiento preciso.

Para los satélites en órbita, los efectos del clima espacial se pueden ver en la degradación de las comunicaciones, el rendimiento, la confiabilidad y la duración total. Por ejemplo, los paneles solares que convierten la luz solar en energía eléctrica en la mayoría de las naves espaciales generarán constantemente menos energía en el transcurso de una misión, y esta degradación debe tenerse en cuenta al diseñar el satélite.

Además, el aumento de la radiación debido al clima espacial puede aumentar los riesgos para la salud de los astronautas, tanto hoy a bordo de la Estación Espacial Internacional en órbita baja y en el futuro en viajes a la Luna o Marte.

En la Tierra, las líneas aéreas comerciales también pueden experimentar daños en los componentes electrónicos de la aeronave y mayores dosis de radiación a las tripulaciones (en altitudes de aviones de larga distancia) durante los grandes eventos meteorológicos espaciales. Los efectos del clima espacial en el suelo pueden incluir daños y alteraciones en las redes de distribución de energía, una mayor corrosión de la tubería y la degradación de las comunicaciones de radio.

Fuente:
Noticia de ESA, 26 enero 2018




Agujero negro oculto en cúmulo globular NGC 3201

Utilizando el instrumento MUSE de ESO, instalado en el Very Large Telescope, en Chile, un equipo de astrónomos ha descubierto una estrella en el cúmulo NGC 3201 que se comporta de un modo muy extraño. Parece estar orbitando alrededor de un agujero negro invisible con cerca de cuatro veces la masa del Sol.

Se trataría del primer agujero negro con masa estelar inactivo de este tipo detectado en un cúmulo globular y el primero encontrado por la detección directa de su fuerza gravitacional. Este importante descubrimiento tiene una gran repercusión en nuestra comprensión de la formación de estos cúmulos de estrellas, agujeros negros y de los orígenes de eventos de ondas gravitacionales.

Los cúmulos globulares son enormes esferas de decenas de miles de estrellas que orbitan alrededor de la mayoría de las galaxias. Se encuentran entre los sistemas estelares más viejos conocidos en el universo y datan de momentos muy cercanos al comienzo del crecimiento y evolución de la galaxia. Actualmente se sabe que más de 150 pertenecen a la Vía Láctea.

Utilizando el instrumento MUSE, instalado en el Very Large Telescope de ESO, en Chile, se ha estudiado un cúmulo en particular, llamado NGC 3201 y situado en la constelación meridional de Vela. Un equipo dirigido por Benjamín Giesers (Universidad Georgia Augusta de Gotinga, Alemania) descubrió que una de las estrellas de NGC 3201 se comporta de un modo muy extraño: se mueve hacia atrás y hacia delante a velocidades de varios cientos de miles de kilómetros por hora, con un patrón que se repite cada 167 días.

El comportamiento de la estrella implica que orbita alrededor de algo totalmente invisible que debe tener una masa de más de cuatro veces la del Sol, es decir, un agujero negro. Se trata del primero de ellos encontrado en un cúmulo globular observando directamente su fuerza gravitacional.

La relación entre los agujeros negros y los cúmulos globulares es un asunto importante pero misterioso. Debido a sus enormes masas y a su antigüedad, se cree que estos cúmulos han producido un gran número de agujeros negros de masa estelar, creados a medida que las estrellas masivas del cúmulo explotaban y colapsaban a lo largo de la extensa vida del cúmulo.

En ausencia de formación estelar continua, como es el caso de cúmulos globulares, los agujeros negros de masa estelar pronto se convierten en los objetos más masivos presentes. En general, los agujeros negros de masa estelar en cúmulos globulares son unas cuatro veces más masivos que las estrellas de baja masa de su alrededor. Teorías recientes han concluido que los agujeros negros forman un denso núcleo dentro del cúmulo, que entonces se separa del resto del material globular. Se cree que los movimientos en el centro del cúmulo eyectan y expulsan a la mayoría de los agujeros negros, lo cual significa que, tras unos miles de millones de años, solo quedarían unos pocos.

Los agujeros negros de masa estelar se forman cuando mueren estrellas masivas, colapsando bajo su propia gravedad y explotando como hipernovas de gran alcance. Lo que queda es un agujero negro con la mayor parte de la masa de la estrella anterior, que puede ir desde el doble, hasta varias decenas de veces la masa del Sol.

El instrumento MUSE de ESO proporciona a los astrónomos una capacidad única para medir los movimientos de miles de estrellas lejanas al mismo tiempo. Con este nuevo hallazgo, Giesers y su equipo han podido detectar, por primera vez, un agujero negro inactivo en el corazón de un cúmulo globular, uno que, actualmente, no está tragando materia y no está rodeado por un disco brillante de gas. Han podido estimar la masa del agujero negro masivo a partir de los movimientos de una estrella capturada por su enorme fuerza gravitacional.

De las propiedades de la estrella observadas se ha determinado que tiene 0,8 veces la masa de nuestro Sol y la masa de su misteriosa contrapartida se ha calculado en alrededor de 4,36 veces masa del Sol, por lo que, seguramente, se trate de un agujero negro.

Hay otra posible explicación de los hechos observados, aunque mucho menos convincente: puede tratarse de un sistema estelar triple formado por dos estrellas de neutrones, fuertemente unidas, siendo la estrella observada la que orbita alrededor de ellas. Este escenario requeriría que cada estrella estrechamente unida tuviese, al menos, dos veces la masa de nuestro Sol, un tipo de sistema binario jamás observado con anterioridad.

Las recientes detecciones de fuentes de radio y de rayos X en cúmulos globulares, así como la detección en 2016 de señales de ondas gravitacionales producidas por la fusión de dos agujeros negros de masa estelar, sugiere que estos agujeros negros, relativamente pequeños, pueden ser más comunes de lo que se pensaba en cúmulos globulares.

Hasta hace poco se suponía que casi todos los agujeros negros desaparecerían de los cúmulos globulares después de poco tiempo y que sistemas como éste ni siquiera deberían existir. En este caso se trata de la primera detección directa de los efectos gravitacionales de un agujero negro de masa estelar en un cúmulo globular. Este descubrimiento nos ayuda a comprender la formación de cúmulos globulares y la evolución de los agujeros negros y los sistemas binarios, vital en el contexto de la comprensión de fuentes de ondas gravitacionales.

Actualmente se está llevando a cabo un estudio profundo de 25 cúmulos globulares alrededor de la Vía Láctea con el instrumento MUSE de ESO con el apoyo del consorcio MUSE. Proporcionará a los astrónomos espectros de entre 600 y 27.000 estrellas de cada cúmulo. El estudio incluye el análisis de la «velocidad radial» de estrellas individuales (la velocidad a la que se alejan y se acercan a la Tierra en la línea de visión del observador). Con las medidas de la velocidad radial pueden determinarse las órbitas de las estrellas, así como las características de cualquier objeto masivo que pueden estar en órbita.

Fuente:
Comunicado científico de ESO, eso1802, de17de enero de 2018




El Observatorio de La Silla, Chile, estrena sistema cazador de planetas: ExTrA

Un nuevo conjunto nacional de telescopios, instalado en el Observatorio La Silla de ESO, ha llevado a cabo con éxito sus primeras observaciones. Los telescopios ExTrA buscarán y estudiarán planetas del tamaño de la Tierra que orbiten cerca de estrellas enanas rojas. El novedoso diseño de ExTrA le proporciona una sensibilidad muy mejorada en comparación con buscadores anteriores. Ahora, los astrónomos cuentan con una nueva y poderosa herramienta para ayudarles en la búsqueda de mundos potencialmente habitables.

ExTrA (Exoplanets in Transits and their Atmospheres: exoplanetas en tránsito y sus atmósferas), la última incorporación al Observatorio La Silla de ESO, en el norte Chile, ha llevado a cabo con éxito sus primeras observaciones. ExTrA ha sido diseñado para buscar planetas alrededor de estrellas enanas rojas cercanas y estudiar sus propiedades. ExTrA es un proyecto francés financiado por el European Research Council (Consejo Europeo de Investigación) y la Agencia Nacional de Investigación francesa. Los telescopios se operarán remotamente desde Grenoble (Francia).

Para detectar y estudiar exoplanetas, ExTrA utiliza tres telescopios de 0,6 metros. Estos telescopios controlan, de manera regular, la cantidad de luz recibida de muchas estrellas enanas rojas y buscan lo que en astrofísica se denomina un tránsito, es decir, una pequeña disminución en el brillo que puede ser producida por el paso de un planeta a través del disco de la estrella, oscureciendo parte de su luz.

La Silla fue seleccionada para albergar estos telescopios por las excelentes condiciones atmosféricas del lugar. El tipo de luz que se observa, infrarrojo cercano, es absorbida en su mayor parte por la atmósfera de la Tierra, por lo que se requieren unas condiciones lo más secas y lo más oscuras posibles.

El método de tránsitos implica comparar el brillo de la estrella que se está estudiando con el de otras estrellas de referencia para detectar cambios pequeños. Sin embargo, utilizar este método desde el suelo hace difícil tomar medidas lo suficientemente precisas para detectar planetas pequeños, del tamaño de la Tierra. ExTrA supera algunas de estas limitaciones mediante el uso de un nuevo método que incorpora información sobre el brillo de las estrellas en muchos colores diferentes.

Este nuevo método, conocido como fotometría diferencial, implica observar la estrella que es nuestro objetivo junto con otras estrellas cercanas en el cielo. Mediante la corrección de las variaciones que son comunes a todas las estrellas, debido a la perturbación de la atmósfera terrestre, pueden obtenerse mediciones más precisas de la estrella objetivo. Sin embargo, los cambios en la luz que recibimos de la estrella, provocados por planetas del tamaño de la Tierra, son tan leves que incluso esta técnica a veces es insuficiente.

Los tres telescopios ExTrA recogen la luz de la estrella estudiada y de otras cuatro estrellas que utilizan para comparar, y esa luz se envía a través de fibras ópticas a un espectrógrafo multiobjeto. Este método innovador, que añade información espectroscópica a la fotometría tradicional, ayuda a mitigar las perturbaciones generadas por la atmósfera de la Tierra, así como los efectos introducidos por instrumentos y detectores, aumentando así la precisión que se puede alcanzar.

Dado que un planeta en tránsito bloquea una proporción mayor de luz cuando la estrella es más pequeña, ExTrA se centrará en objetivos cercanos de un tipo específico de estrellas, pequeñas y brillantes, conocidas como enanas M, un tipo de estrella común en la Vía Láctea. Se espera que estas estrellas tengan muchos planetas del tamaño de la Tierra a su alrededor, lo que las convierte en objetivos principales para los astrónomos que buscan descubrir y estudiar mundos lejanos que puedan albergar vida. La estrella más cercana al Sol, Próxima Centauri, es una estrella enana de tipo M y se ha descubierto un planeta de masa parecida a la de la Tierra en su órbita.

Encontrar estos mundos parecidos a la Tierra, previamente indetectables, es sólo uno de dos objetivos clave de ExTrA. El telescopio también estudiará algunos detalles de los planetas que descubra, evaluando sus propiedades y deduciendo su composición para determinar su posible semejanza con la Tierra.

Con la próxima generación de telescopios, como el ELT (el telescopio extremadamente grande de ESO), se podría estudiar las atmósferas de los exoplanetas detectados por ExTrA con el fin de tratar de evaluar la viabilidad de estos mundos para sustentar la vida tal y como la conocemos.

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Comunicado institucional de ESO: eso1803es, de 24 enero 2018




NASA prueba que usar púlsares para navegación del «GPS espacial» es factible

Adosado a la Estación Espacial Internacional, un experimento de NASA ha mostrado que las futuras misiones de espacio profundo pueden utilizar los púlsares para triangular su posición con gran precisión, sin depender de la comunicación con la Tierra.

Instrumento NICER instalado en la Estación Espacial Internacional (en el centro, con los 52 telescopios apuntando a la izquierda). Fuente: NASA

Esta nueva tecnología se ha bautizado como «GPS celestial o espacial» y se basa básicamente por los púlsares y la emisión de las radiaciones electromagnéticas, algo que permite actuar al estilo de faros cósmicos. La noticia la ha dado la American Astronomical Society en National Harbor, Maryland, el pasado 11 de enero.

El problema reside en que sin ese sistema de púlsares, debe existir una comunicación constante con la Tierra, para poder asegurarse que el rumbo es correcto y que están en la posición que deben. Pero la comunicación es complicada con la Tierra, ya que existe un retraso de tiempo importante y la infraestructura es extremadamente costosa, además de volverse menos eficiente, cuanto más lejos está la sonda de la Tierra.

El Explorador de Composición del Interior de la Estrella de Neutrones (NICER), el pasado mes de noviembre de 2017, se pasó más de día y medio mirando púlsares, los cuales permiten monitorizar las rotaciones estelares, gracias a que emiten fuertes radiaciones mientras giran. Tras medir los pequeños cambios en los tiempos de llegada de dichos pulsos, el NICER puede determinar la ubicación dentro de un margen de error de cinco kilómetros, que en términos espaciales, es bastante preciso.

Básicamente, los púlsares son restos giratorios y extremadamente densos de estrellas que han explotado. Algunas emiten pulsos de radiación con períodos de hasta pocas milésimas de segundo. Ya se lleva varios años trabajando en utilizar los púlsares para la navegación y hay progresos recientes. En 1999 y 2000, el Laboratorio de Investigación de la Armada de EE.UU. lanzó un experimento en satélite que mostró que era posible orientarse así. La Agencia Espacial Europea (ESA) también está investigándolo y cree que será posible con un margen máximo de error de 2 km aunque el satélite se aleje a 30 U.A.

China, en noviembre de 2016, lanzo un satélite experimental, que se basaba en la navegación mediante púlsares, denominado XPNAV-1. Esta nave estudió el púlsar del Cangrejo, que está a 6.500 años-luz de distancia, en la constelación Tauro, lo que permite una prueba inicial de cómo se podrían integrar las señales de Rayos X.

NICER fue instalado en la Estación Espacial Internacional (ISS) en junio de 2017 y la misión principal era medir el tamaño de los púlsares, para entender mejor su materia ultra-densa. Este experimento de navegación mediante púlsares, se ha bautizado como «Explorador de la Estación para la medición de tiempo en rayos X y Tecnología de Navegación» (SEXTANT).

SEXTANT mide los periodos de llegada de los pulsos X de cinco púlsares, uno de los cuales es el más brillante y conocido de los de periodo corto (milisegundos). Se trata de observar uno de ellos durante 5-15 minutos antes de saltar a observar el siguiente. Midiendo las pequeñas variaciones en la llegada de los pulsos se puede calcular la posición.

NICER utiliza 52 pequeños telescopios de rayos X para este estudio, pero posiblemente bastaría uno de ellos en el futuro. El instrumento pesa unos cinco kilos, por lo que sería sencillo y relativamente barato añadirlo a un satélite o nave. Los investigadores quieren repetir el experimento durante los próximos meses, para reducir el margen de error a un kilómetro o menos.

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Nature NEWS, 11 enero 2018




Gran tormenta en Saturno perturba toda la atmósfera del planeta

Las tormentas saturnianas son dignas de contemplar. A diferencia de otros planetas del Sistema Solar, Saturno parece acumular enormes cantidades de energía a lo largo de varias décadas terrestres para luego liberarlas de una sola vez en forma de turbulentas y caóticas tormentas eléctricas.

Los científicos no tienen claro cómo y por qué se comporta así, pero estas tremendas tormentas suelen producirse una vez por cada año saturniano, o cada 30 años terrestres, y se conocen como «grandes manchas blancas».

La gran mancha blanca que vemos aquí, también denominada Gran Tormenta de Primavera, fue la tormenta más grande e intensa que la misión internacional Cassini llegó a observar en Saturno. Comenzó a finales de 2010, duró meses y llegó a afectar a las nubes, las temperaturas y la composición de la atmósfera durante más de tres años.

Esta imagen a color real fue capturada el 25 de febrero de 2011, unas 12 semanas tras el comienzo de la tormenta, y muestra los patrones turbulentos de su interior. Parece haber dos bandas de tormenta, una más al norte y más brillante que la otra. Lo que ha pasado en realidad, es que la tormenta ha dado la vuelta al planeta hasta alcanzar su propia cola. Algunas de las nubes al sur y al este de la cabeza de la tormenta muestran un tinte azulado, debido a la interacción con otras corrientes de la atmósfera, mientras los remolinos blancos y amarillos de la cabeza se desplazan hacia el oeste hasta sobrepasar su cola.

Que Cassini estuviera orbitando Saturno cuando se produjo la tormenta fue una feliz casualidad y una oportunidad sin precedentes de estudiar los turbulentos patrones meteorológicos y climáticos del gigante gaseoso.

En diciembre 2017 Cassini descubrió que esta tormenta fue tan inmensa y potente que consiguió perturbar la atmósfera en el ecuador del planeta, a varias decenas de miles de kilómetros de distancia.

Se cree que esta perturbación de los patrones atmosféricos continuos, cíclicos y de larga duración a latitudes medias (que de manera informal se conocen como el «latido» del planeta) se debe a la «teleconexión», un fenómeno que también se observa en la Tierra y que se da cuando eventos en puntos distantes dentro de un sistema climático están de alguna manera interconectados y pueden influirse recíprocamente de forma significativa.

Esta imagen combina fotografías filtradas en rojo, verde y azul de la cámara de gran angular de Cassini para crear una imagen a color real. Fueron tomadas a 2,2 millones de kilómetros de Saturno, mirando hacia la cara iluminada de los anillos por encima de su plano, y tienen una escala de 129 km/píxel.

La misión Cassini es un proyecto cooperativo de la NASA, la ESA y la agencia espacial italiana ASI. Tras 13 años de observaciones pioneras, Cassini finalizó su misión de forma espectacular el 15 de septiembre de 2017, al atravesar los anillos interiores y la atmósfera del planeta, antes de sumergirse en él y perder el contacto para siempre.

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Fotonoticia de ESA, 5 marzo 2018




Observada la granulación superficial de una estrella distinta al Sol

Utilizando el Very Large Telescope de ESO, un equipo de astrónomos ha observado, por primera vez de forma directa, los patrones de granulación en la superficie de una estrella fuera del Sistema Solar: la envejecida estrella gigante roja π1 Gruis. Esta nueva imagen, obtenida por el instrumento PIONIER, revela las células convectivas que conforman la superficie de esta enorme estrella, que tiene 350 veces el diámetro del Sol. Cada célula cubre más de un cuarto del diámetro de la estrella y tiene un tamaño de cerca de 120 millones de kilómetros, según se publica en la revista Nature.

Situada a 530 años-luz de la Tierra, en la constelación de Grus (la grulla), π1 Gruis es una gigante roja fría. Tiene aproximadamente la misma masa que nuestro Sol, pero es 350 veces más grande y varios miles de veces más brillante. En unos 5.000 millones de años, nuestro Sol se hinchará para convertirse en una estrella gigante roja similar.

Un equipo internacional de astrónomos, liderado por Claudia Paladini (ESO), ha utilizado el instrumento PIONIER, instalado en el Very Large Telescope de ESO, para observar π1 Gruis con un detalle sin precedentes. Descubrieron que la superficie de esta gigante roja tiene unas pocas células convectivas o gránulos, y que uno de ellos tiene un tamaño de unos 120 millones de kilómetros (alrededor de un cuarto del diámetro de la estrella).

Los gránulos son patrones de corrientes de convección en el plasma de una estrella. Cuando el plasma se calienta en el centro de la estrella, se expande y se eleva hacia la superficie, luego se enfría en los bordes exteriores, haciéndose cada vez más oscuro y denso, y desciende de nuevo hacia el centro. Este proceso continúa durante miles de millones de años y desempeña un papel importante en muchos procesos astrofísicos, como el transporte de energía, la pulsación, los vientos estelares y las nubes de polvo en enanas marrones.

Sólo uno de estos gránulos se extendería desde el Sol hasta más allá de Venus. Cuando observamos las superficies, conocidas como fotosferas, de muchas estrellas gigantes, las vemos oscurecidas por el polvo, lo cual dificulta las observaciones. Sin embargo, en el caso de π1 Gruis, aunque hay polvo lejos de la estrella, su presencia no tiene un efecto significativo en las nuevas observaciones infrarrojas.

π1 Gruis es uno de los miembros más brillantes de la escasa clase de estrellas S, definida por primera vez por el astrónomo americano Paul W. Merrill que agrupó a estrellas con espectros igualmente inusuales. π1 Gruis, R Andromedae y R Cygni se convirtieron en prototipos de este tipo de estrellas. Ahora se sabe que sus espectros poco comunes son el resultado de “procesos de captura lenta de neutrones”, responsables de la creación de la mitad de los elementos más pesados que el hierro.

Cuando, hace mucho tiempo, π1 Gruis se quedó sin hidrógeno para quemar, esta anciana estrella dejó atrás la primera etapa de su programa de fusión nuclear. Se contrajo a medida que se quedaba sin combustible, haciendo que la temperatura aumentara más de 100 millones de grados. Estas temperaturas extremas alimentaron la siguiente fase de la estrella, que comenzó a fusionar el helio en átomos más pesados como carbono y oxígeno. Entonces, este núcleo intensamente caliente, expulsó las capas externas de la estrella, haciendo que creciera hasta un tamaño cientos de veces más grande que su tamaño original. La estrella que hoy vemos es una gigante roja variable. Hasta ahora, nunca se habían obtenido imágenes detalladas de la superficie de una de estas estrellas.

En comparación, la fotosfera del Sol contiene aproximadamente dos millones de células convectivas, con diámetros típicos de apenas 1.500 kilómetros. Las enormes diferencias de tamaño en las células convectivas de estas dos estrellas pueden explicarse, en parte, por la distinta intensidad de su campo gravitatorio en superficie. La estrella π1 Gruis tiene 1,5 veces la masa del Sol, pero es mucho más grande en tamaño, dando como resultado una gravedad superficial mucho menor y solo algunos gránulos, extremadamente grandes.

Mientras que estrellas con más de ocho masas solares terminan sus vidas en explosiones dramáticas de supernova, estrellas menos masivas, como ésta, expulsan poco a poco sus capas exteriores, dando lugar a hermosas nebulosas planetarias. Estudios previos de π1 Gruis descubrieron una cáscara de materia a 0,9 años-luz de la estrella central, una materia que, se cree, pudo ser expulsada hace unos 20.000 años. Este período relativamente corto en la vida de una estrella dura sólo unas pocas decenas de miles de años, en comparación con la duración total la vida de una estrella de este tipo, que es de varios miles de millones de años, y estas observaciones revelan un nuevo método para estudiar esta fugaz fase de las gigantes rojas.

Este trabajo de investigación se ha presentado en el artículo científico titulado “Large granulation cells on the surface of the giant star π1 Gruis”, por C. Paladini et al., publicado en la revista Nature el 21 de diciembre de 2017.

Fuente:
Fotonoticia de ESO: eso1741es, 20 de diciembre de 2017




MATISSE: el interferómetro más potente en longitudes de onda del infrarrojo medio

El nuevo instrumento MATISSE, instalado en el VLTI (Very Large Telescope Interferometer) de ESO, ha llevado a cabo con éxito sus primeras observaciones en el Observatorio Paranal, en el norte de Chile. MATISSE es el instrumento de interferometría más potente del mundo en longitudes de onda del infrarrojo medio. Utilizará imagen de alta resolución y espectroscopía para sondear en las regiones alrededor de estrellas jóvenes donde se forman los planetas, así como en las regiones que rodean a los agujeros negros supermasivos en los centros de las galaxias. Las primeras observaciones de MATISSE utilizaron los Telescopios Auxiliares del VLTI para examinar algunas de las estrellas más brillantes del cielo nocturno, como Sirius, Rigel y Betelgeuse, demostrando que el instrumento funciona correctamente.

MATISSE (Multi AperTure mid-Infrared SpectroScopic Experiment, experimento espectroscópico multiapertura en el infrarrojo medio) observa la luz infrarroja, abarcando longitudes de onda de entre 3 y 13 micrómetros (μm). Este instrumento, que puede aprovechar la luz proveniente de varios telescopios a la vez, es un espectro-interferómetro de segunda generación para el Very Large Telescope ESO que puede sacar provecho de la naturaleza de onda de la luz. De este modo, en estas longitudes de onda, produce las imágenes más detalladas de objetos celestes que se hayan podido obtener con cualquier telescopio, actual o en planificación.

Tras doce años de desarrollo por parte de un gran número de ingenieros y astrónomos en Francia, Alemania, Austria, Países Bajos y en ESO, y tras un extenso período de exigente trabajo de instalación y pruebas de este complejo instrumento, las observaciones iniciales han confirmado que MATISSE funciona como se esperaba.

Las observaciones iniciales de MATISSE de la estrella supergigante roja Betelgeuse, que se espera explote como supernova en unos cientos de miles de años, demostró que todavía tiene secretos que revelar. Las nuevas observaciones muestran que la estrella parece tener un tamaño diferente al visto en diferentes longitudes de onda. Estos datos permitirán a los astrónomos seguir estudiando los alrededores de esta enorme estrella y la forma en que lanza material al espacio.

MATISSE contribuirá en varias áreas fundamentales dentro de la investigación astronómica, centrándose, en particular, en las regiones interiores de los discos que hay alrededor de estrellas jóvenes donde se forman planetas, en el estudio de las estrellas en diferentes etapas de su vida y en los alrededores de los agujeros negros supermasivos que hay en los centros de las galaxias.

MATISSE combina cuatro haces de luz, lo que significa que combina la luz de hasta cuatro de las Unidades de Telescopio o hasta cuatro de los Telescopios Auxiliares (ATs) que componen el VLTI, realizando tanto imágenes como observaciones espectroscópicas. De esta manera, MATISSE y el VLTI juntos poseen la capacidad de imagen de un telescopio de hasta 200 metros de diámetro, capaz de producir las imágenes más detalladas jamás obtenidas en longitudes de onda del infrarrojo medio. Las pruebas iniciales se hicieron con los Telescopios Auxiliares, y en los próximos meses están previstas más observaciones con las cuatro Unidades de Telescopio del VLT.

MATISSE superpone la luz de un objeto astronómico procedente de la luz combinada de varios telescopios, lo que resulta en un patrón de interferencia que contiene información acerca de la apariencia del objeto a partir del cual se puede reconstruir una imagen. La primera luz de MATISSE marca un gran paso adelante en el ámbito de los interferómetros ópticos/infrarrojos actuales y permitirá a los astrónomos obtener imágenes interferométricas con mucho más detalle y en una gama más amplia de longitudes de onda de lo que ha sido posible hasta ahora. MATISSE también se complementará con los instrumentos previstos para el ELT (Extremely Large Telescope) de ESO, en particular con METIS (Mid-infrared ELT Imager and Spectrograph). MATISSE podrá observar objetos más brillantes que METIS, pero con mayor resolución espacial.

Fuente:
Comunicado institucional de ESO: eso 1808es, 5 de Marzo de 2018




Un criadero estelar en Sagitario

La cámara OmegaCAM, instalada en el telescopio de rastreo del VLT de ESO, captó esta brillante visión de la guardería estelar llamada Sharpless 29. En esta imagen gigante pueden apreciarse muchos fenómenos astronómicos, incluyendo polvo cósmico y nubes de gas que reflejan, absorben y reemiten la luz de estrellas jóvenes calientes del interior de la nebulosa. Fuente: ESO

La región del cielo captada en la foto aparece en el catálogo Sharpless de regiones HII: nubes interestelares de gas ionizado, plagado de estrellas en formación. También conocido como Sh 2-29, Sharpless 29 se encuentra a unos 5500 años-luz de distancia, en la constelación de Sagitario, al lado de la nebulosa de la Laguna, más grande. Contiene muchas maravillas astronómicas, incluyendo la región de gran actividad de formación estelar NGC 6559, la nebulosa del centro de la imagen.

Esta nebulosa central es la característica más llamativa de Sharpless 29. Aunque tiene pocos años-luz de tamaño, muestra los estragos que pueden causar las estrellas cuando se forman dentro de una nube interestelar. Las estrellas jóvenes calientes de esta imagen no tienen más de dos millones de años de edad y lanzan flujos de radiación de alta energía. Esta energía calienta el polvo circundante y el gas, mientras que sus vientos estelares erosionan y esculpen de forma espectacular su lugar de nacimiento.

De hecho, la nebulosa contiene una prominente cavidad que fue labrada por un sistema energético de estrella binaria. Esta cavidad es expansión hace que el material interestelar se acumule y cree el borde rojizo en forma de arco.

Cuando el polvo interestelar y el gas son bombardeados con la luz ultravioleta de las estrellas jóvenes calientes, la energía hace que brillen intensamente. El difuso resplandor rojizo que impregna esta imagen proviene de la emisión de gas de hidrógeno, mientras que la luz azul brillante es causada por la reflexión y la dispersión de pequeñas partículas de polvo. Igual que la emisión y la reflexión, la absorción también aparece en esta región. Hay zonas de polvo que bloquean la luz que viaja hacia nosotros y nos impiden ver las estrellas detrás de él, así como pequeños tirabuzones de polvo que crean las estructuras en forma de filamentos oscuros del interior de las nubes.

El entorno rico y diverso entorno de Sharpless 29 ofrece a los astrónomos una mezcla heterogénea de propiedades físicas para su estudio. La formación activa de estrellas, la influencia de las estrellas jóvenes sobre el polvo y el gas y la perturbación de campos magnéticos, son fenómenos pueden observarse y examinarse en esta zona.

Pero las estrellas jóvenes masivas viven rápido y mueren jóvenes. Finalmente acabarán sus vidas explosivamente como supernovas, dejando tras de sí ricos residuos de gas y polvo. En decenas de millones de años, todo esto será arrastrado y solo quedará un cúmulo abierto de estrellas.

Sharpless 29 se observó con la OmegaCAM de ESO, instalada en el telescopio de rastreo del VLT (VST) en Cerro Paranal, en Chile. OmegaCAM produce imágenes que cubren un área más de 300 veces mayor que el sensor con el campo de visión más grande, del Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA, y puede observar en una amplia gama de longitudes de onda, desde el ultravioleta a los infrarrojos. Su característica seña de identidad es su capacidad para captar la línea espectral muy roja del H-alpha, creado cuando el electrón de un átomo de hidrógeno pierde energía, algo que ocurre de manera intensa en una nebulosa como Sharpless 29.

Fuente:
Fotonoticia de ESO: eso1740es, 13 de diciembre de 2017



Este artículo ha sido escrito por Juan Antonio Bernedo.