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.

Se están lanzando varias misiones espaciales nuevas de gran importancia científica: en agosto se lanzó la sonda Parker hacia el Sol, que llegará a acercarse a sólo 6,6 millones de km de su fotosfera, para lo que cuenta con un aislamiento térmico especial que puede soportar hasta 1400ºC.

Estudiará su corona, con temperaturas de millones de grados, sus campos eléctricos y magnéticos y las energías de sus vientos y de sus eyecciones de material, identificando las partículas y los elementos químicos que las componen mediante espectroscopia. El nombre se le ha dado en homenaje a Eugene Newman Parker, un astrofísico estadounidense que hacia 1950 sentó las bases de los procesos energéticos de nuestra estrella.

Otra noticia es el lanzamiento previsto para octubre de la sonda BepiColombo hacia Mercurio, con dos orbitadores, uno de ESA y otro de la agencia japonesa JAXA, que tendrán objetivos de observación global y magnetosférica respectivamente y que viajarán juntas hasta llegar a órbita final, al cabo de 3 meses, pero continuará modificando su órbita durante años, frenando mediante siete asistencias gravitatorias de sobrevuelo de Venus para acercarse al Sol.

Una misión novedosa, lanzada el 23 de agosto, es la AEOLUS, de ESA, que mediante una nueva tecnología láser, el instrumento «Aladin», dirigirá pulsos de láser ultravioleta hacia la atmósfera terrestre para elaborar un perfil de los vientos de nuestro planeta, hasta los 30 km de altitud, ayudando a mejorar las predicciones meteorológicas.

Por último, la última fecha prevista para el lanzamiento del telescopio James Webb es el 30 de marzo de 2021, después de una auditoría que revisó todos los procesos necesarios hasta tenerlo listo para órbita. Al parecer, la complejidad de las pruebas de funcionamiento, especialmente debida a su construcción plegable y su despliegue en órbita, baterías, etc. ha hecho necesario un nuevo aplazamiento. El JWST es un proyecto conjunto de NASA-ESA y la Agencia Espacial Canadiense.




Prueba de la teoría relativista en el agujero negro central de nuestra galaxia

Ilustración simulada del efecto de enrojecimiento causado por el intenso campo gravitatorio, a medida que la estrella S2 circunda el agujero negro galáctico. Fuente: ESO/M. Kornmesser

Gracias a observaciones llevadas a cabo con el VLT (Very Large Telescope) de ESO, se han podido confirmar, por primera vez, los efectos predichos por la Relatividad General de Einstein sobre el movimiento de una estrella que pasa por el intenso campo gravitatorio que hay cerca del agujero negro supermasivo del centro de la Vía Láctea y supone el éxito de un trabajo de preparación y observación prolongado durante 26 años.

Este agujero negro supermasivo, oscurecido por espesas nubes de polvo, se encuentra a 26.000 años-luz de distancia, en el centro de la Vía Láctea y es un monstruo gravitatorio, con una masa cuatro millones de veces la del Sol. Está rodeado por un pequeño grupo de estrellas orbitando a su alrededor, a gran velocidad. Este ambiente extremo (el campo gravitatorio más potente de nuestra galaxia), es el lugar perfecto para explorar la física de la gravedad y, en concreto, para probar la teoría de la Relatividad General de Einstein.

Nuevas observaciones infrarrojas llevadas a cabo con los instrumentos GRAVITY, SINFONI y NACO, extremadamente sensibles e instalados en VLT (Very Large Telescope) de ESO, han permitido a los astrónomos seguir a una de estas estrellas, llamada «S2», que orbita el agujero negro cada 16 años con una trayectoria altamente excéntrica, justo cuando pasaba muy cerca del agujero negro, durante mayo de 2018 cuando se movía a una velocidad superior a 25 millones de kilómetros por hora, casi un tres por ciento de la velocidad de la luz. En el punto más cercano, esta estrella estaba a una distancia de menos de 20.000 millones de kilómetros (120 U.A.) del agujero negro y que equivale a unas 1500 veces el radio de Schwarzschild del propio agujero negro.

El equipo comparó las medidas de posición y velocidad de GRAVITY y SINFONI respectivamente, junto con observaciones anteriores de S2 con otros instrumentos, con las predicciones de la gravedad newtoniana, la Relatividad General y otras teorías de la gravedad. Los resultados no concuerdan con las predicciones newtonianas y encajan perfectamente con las predicciones de la Relatividad General. Las observaciones son la culminación de una serie observaciones del centro de la Vía Láctea, las más precisas hechas nunca, y llevadas a cabo a lo largo de 26 años con instrumentos de ESO.

Es la segunda vez que se ha observado el paso cercano de S2 alrededor del agujero negro en nuestro centro galáctico. Pero, esta vez, debido a la mejor instrumentación, se pudo observar la estrella con una resolución sin precedentes. El equipo se había preparado intensamente para este evento durante varios años, ya que quería aprovechar al máximo esta oportunidad única de observar los efectos relativistas generales. Las observaciones del centro de la Vía Láctea deben realizarse en las longitudes de onda más largas (en este caso infrarrojas) ya que las nubes de polvo entre la Tierra y la región central absorben la luz visible.

Las nuevas medidas revelan claramente un efecto llamado desplazamiento al rojo gravitacional. La luz de la estrella se desplaza a longitudes de onda más largas por el fuerte campo gravitatorio del agujero negro. Y el cambio en la longitud de onda de la luz de S2 coincide precisamente con la predicha por la teoría de la Relatividad General de Einstein. Es la primera vez que esta desviación de las predicciones de la teoría newtoniana de la gravedad, se ha observado en el movimiento de una estrella alrededor de un agujero negro supermasivo.

El equipo utilizó SINFONI para medir la velocidad de S2 acercándose y alejándose de la Tierra, y el instrumento GRAVITY, instalado en el VLTI (el Interferómetro del VLT) para hacer medidas extraordinariamente precisas de la posición cambiante de S2 con el fin de definir la forma exacta de su órbita. GRAVITY crea imágenes tan precisas que puede revelar el movimiento de la estrella de noche a noche, a medida que se acerca al agujero negro.

Las primeras observaciones de S2 con GRAVITY, hace unos dos años, ya demostraron que se trata del agujero negro ideal para usarlo como laboratorio. Durante el acercamiento, pudieron incluso detectar el débil resplandor alrededor del agujero negro en la mayoría de las imágenes, lo que permitió seguir a la estrella en su órbita con mucha precisión: esto, en última instancia, llevó a la detección del desplazamiento al rojo gravitacional en el espectro de S2.

Más de cien años después de publicar su artículo en el que establecía las ecuaciones de la Relatividad General, Einstein ha demostrado estar en lo cierto una vez más, y esta vez, en un laboratorio mucho más extremo que el que posiblemente podría haber imaginado.

Se siguen realizando observaciones y se espera que éstas confirmen muy pronto otro efecto relativista, una pequeña rotación de la órbita de la estrella conocida como «precesión de Schwarzschild», a medida S2 se aleja del agujero negro.

Xavier Barcons, Director General de ESO, explica: «ESO ha trabajado con Reinhard Genzel, (el investigador principal) y su equipo de colaboradores en los estados miembros de ESO durante más de un cuarto de siglo. Fue un gran desafío desarrollar instrumentos únicos, capaces de realizar estas delicadas y precisas medidas, e instalarlos en el VLT, en Paranal. El descubrimiento anunciado hoy es el apasionante resultado de una importante colaboración».

Fuentes:
Comunicado científico de ESO: eso1825es, de 26 de julio de 2018
Artículo en Nature 560, 17 (2018)




Y… fuera de la Vía Láctea, también: VLT confirma la Relatividad General

Una imagen de la galaxia cercana ESO 325-G004, basada en los datos recopilados por el Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA y el instrumento de MUSE, instalado en el VLT. MUSE ha medido la velocidad de las estrellas de ESO 325-G004 para producir el mapa de dispersión de la velocidad que se superpone a la imagen del Telescopio Espacial Hubble. Conocer las velocidades de las estrellas permite a los astrónomos deducir la masa de ESO 325-G004. El recuadro ampliado muestra el «anillo de Einstein» resultante de la distorsión de la luz de una fuente más distante que se encuentra detrás de ESO 325-004, que llega a ser visible después de restar la luz de la propia lente, en primer plano. Fuente: ESO, ESA/Hubble, NASA

Utilizando el instrumento MUSE, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, en Chile, y el Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA, un equipo de astrónomos ha realizado la prueba más precisa hecha hasta el momento de la teoría general de la relatividad de Einstein fuera de la Vía Láctea. La cercana galaxia ESO 325-G004 actúa como una fuerte lente gravitacional, distorsionando la luz que proviene de una galaxia lejana que se encuentra detrás de ella y creando un anillo de Einstein alrededor de su centro. Comparando la masa de ESO 325-G004 con la curvatura del espacio a su alrededor, los astrónomos descubrieron que la gravedad a estas escalas de distancias astronómicas se comporta según lo predicho por la Relatividad General. Esto descarta algunas teorías alternativas de la gravedad.

El equipo, dirigido por Thomas Collett, de la Universidad de Portsmouth (Reino Unido) calculó primero la masa de ESO 325-G004 deduciéndola del movimiento de las estrellas de esta galaxia elíptica cercana. Pero el equipo también pudo medir otro aspecto de la gravedad. Usando el Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA, observaron un anillo de Einstein, resultante de la distorsión ejercida por ESO 325-G004 en la luz procedente de una galaxia distante. Observando el anillo, los astrónomos pudieron medir cómo la luz (y, por tanto, el espacio-tiempo), son desviados por la enorme masa de ESO 325-G004.

La teoría de la Relatividad General de Einstein predice que los objetos deforman el espacio-tiempo a su alrededor, haciendo que cualquier luz que pase cerca sea desviada. El resultado es un fenómeno conocido como lente gravitacional. Este efecto sólo es perceptible con objetos muy masivos. Se conocen unas cien lentes gravitacionales fuertes, pero la mayoría están demasiado lejos como para poder medir con precisión su masa. Sin embargo, la galaxia ESO 325-G004 es una de las lentes más cercanas, a apenas 450 millones de años-luz de la Tierra.

Gracias a MUSE, en el VLT, se calcula la masa de la galaxia en primer plano y, gracias a Hubble, se ha medido la cantidad del efecto de lente gravitacional observado. Luego, comparamos estas dos maneras de medir la fuerza de la gravedad y el resultado es justo lo que predice la Relatividad General con una incertidumbre de sólo un nueve por ciento. Esta es la prueba más precisa de la Relatividad General fuera de la Vía Láctea realizada hasta la fecha. Y se ha conseguido utilizando una sola galaxia.

La Relatividad General ha sido puesta a prueba con exquisita precisión a escalas del Sistema Solar, y se han estudiado con mucho detalle los movimientos de estrellas alrededor del agujero negro del centro de la Vía Láctea (ver artículo anterior), pero previamente no se habían hecho pruebas tan precisas a escalas astronómicas más grandes. Probar las propiedades de largo alcance de la gravedad es de vital importancia para validar nuestro modelo cosmológico actual.

Estos hallazgos pueden tener importantes implicaciones para los modelos de gravedad alternativos a la Relatividad General. Estas teorías alternativas predicen que los efectos de la gravedad en la curvatura del espacio-tiempo “dependen de la escala”. Esto significa que la gravedad debería comportarse de manera diferente a escala de grandes distancias astronómicas con respecto a las escalas más pequeñas del Sistema Solar. Collett y su equipo han descubierto que es poco probable que esto sea así, a menos que estas diferencias sólo se produzcan a escalas de distancias de más de 6000 años-luz.

Este trabajo de investigación ha dado origen a varios artículos publicados en revistas científicas como Science, Nature y Astronomy&Astrophysics.

Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1819es, 21 de junio de 2018




XMM-Newton encuentra el material intergaláctico que no se encontraba

Ilustración del medio intergaláctico templado y caliente, una mezcla de gas con temperaturas que van desde cientos de miles de grados (templado) hasta millones de grados (caliente) que impregna el Universo como una red cósmica filamentosa. Después de dos décadas de observaciones, los astrónomos que utilizan el observatorio espacial XMM-Newton de la ESA (representado en la esquina inferior derecha) han detectado el componente caliente de este material intergaláctico, llenando el hueco, hasta ahora sin cubrir, de la materia «normal» en el cosmos. El descubrimiento se realizó utilizando observaciones de un cuásar distante (esquina superior izquierda), una galaxia masiva con un agujero negro supermasivo en su centro que devora activamente la materia y brilla intensamente desde los rayos-X hasta las ondas de radio. Los astrónomos observaron este cuásar, cuya luz tarda más de cuatro mil millones de años en llegar a nosotros, durante un total de 18 días, divididos entre 2015 y 2017, en la observación de rayos-X más larga jamás realizada de tal fuente. Después de analizar los datos, el equipo encontró la señal de oxígeno en el gas intergaláctico caliente entre el observatorio y el cuásar distante, en dos lugares diferentes a lo largo de la línea de visión (espectro en la parte inferior izquierda). Las dos concentraciones de gas intergaláctico corresponden al desplazamiento al rojo z=0.43 (indicado en el espectro con flechas verdes) y z=0.35 (indicado con una flecha magenta); las características en el espectro indicado con flechas azules representan firmas de nitrógeno en nuestra Vía Láctea. Fuente: ESA / ATG medialab; data: ESA / XMM-Newton / F. Nicastro et al. 2018; cosmological simulation: R. Cen

Tras casi veinte años de búsqueda, un grupo de astrónomos ha encontrado, mediante el observatorio espacial XMM-Newton de la ESA, signos claros del gas caliente y difuso que impregna el cosmos, llenado así el misterioso hueco que presentaba el recuento total de materia «normal» en el Universo.

Mientras que la materia oscura constituye el 25 % y la energía oscura aproximadamente el 70 % del cosmos, la materia «normal», que conforma todo lo que vemos (de las estrellas y las galaxias, a los planetas y las personas), apenas supone el 5 %. E incluso este 5 % resulta bastante difícil de localizar.

Esa cantidad total de materia común, que los astrónomos denominan bariones, puede calcularse a partir de observaciones de la radiación cósmica de fondo, la luz más antigua en la historia del Universo, que se remonta a tan solo 380.000 años tras el Big-Bang.

Las observaciones de galaxias muy lejanas permiten a los astrónomos seguir la evolución de esta materia a lo largo de los primeros miles de millones de años del Universo. Después, en cambio, parece que más de la mitad hubiera desaparecido. Esa materia debía estar ahí, pero no se encontraba.

Si sumamos al censo de estrellas de las galaxias a lo largo del Universo el gas interestelar que abunda en las galaxias (la materia prima a partir de la cual se forman las estrellas), apenas obtenemos un 10 % de toda la materia normal. Incluso añadiendo el gas caliente y difuso en los halos que rodean las galaxias y el gas aún más caliente de los cúmulos estelares, que son las mayores estructuras cósmicas unidas por efecto de la gravedad, seguimos sin alcanzar el 20%.

Esto no es sorprendente; las estrellas, las galaxias y los cúmulos de galaxias se forman en los nodos más densos de la red cósmica, la distribución mediante filamentos de la materia oscura y la materia ordinaria a través del Universo. Estos lugares son densos, pero también poco comunes, por lo que no resultan idóneos para buscar en ellos la mayor parte de la materia cósmica.

Los astrónomos sospechaban que los bariones desaparecidos debían estar ocultos en los omnipresentes filamentos de la red cósmica, donde la materia es menos densa y, por lo tanto, más difícil de observar. Gracias al uso de distintas técnicas, con los años lograron localizar buena parte de este material intergaláctico (principalmente sus componentes templados y fríos), por lo que la suma ahora asciende a un respetable 60%, aunque el misterio sigue sin acabar de resolverse.

Esquema de distribución de materia normal entre el total del universo (izquierda) y composición de la materia normal (derecha). Fuente: ESA (Editada por «Kiosco»)

Muchos astrónomos llevan casi dos décadas a la caza de los bariones restantes, desde que observatorios de rayos-X como XMM-Newton de la ESA y Chandra de la NASA se pusieron a disposición de la comunidad científica.

Al observar esta sección del espectro electromagnético, pueden detectar el gas intergaláctico caliente, con temperaturas de un millón de grados o más, que bloquea los rayos-X emitidos por fuentes aún más distantes.

En este trabajo, los astrónomos emplearon XMM-Newton para observar un cuásar: una galaxia masiva con un agujero negro supermasivo en el centro, que devora materia activamente y muestra un fuerte brillo desde los rayos-X hasta las ondas de radio. La observación de este cuásar, cuya luz tarda más de cuatro mil millones de años en llegar a nosotros, se prolongó un total de 18 días, repartidos entre 2015 y 2017, durante la mayor observación de rayos-X de una fuente de este tipo jamás llevada a cabo.

Tras cribar los datos, lograron hallar el marcador de oxígeno en el gas intergaláctico caliente entre nosotros y el cuásar, en dos puntos distintos a lo largo de la línea de visión. Esto sucede porque ahí hay grandes depósitos de material, incluido oxígeno, en la cantidad esperada, por lo que finalmente podemos cubrir el vacío existente en el balance de bariones del Universo.

Este extraordinario resultado marca el comienzo de una nueva aventura. Hacen falta observaciones de distintas fuentes en el firmamento para confirmar si estos hallazgos son realmente universales y para seguir investigando el estado físico de esta materia tan buscada.

Los autores tienen previsto estudiar más cuásares con XMM-Newton y Chandra durante los próximos años. No obstante, para explorar a fondo la distribución y las propiedades del llamado medio intergaláctico templado-caliente, se necesitarán instrumentos más sensibles, como el Telescopio Avanzado para la Astrofísica de Alta Energía (Athena) de la ESA, cuyo lanzamiento está previsto para 2028. Athena tendrá una sensibilidad mucho mayor y se usará para estudiar el medio intergaláctico templado-caliente, para mejorar nuestra comprensión del crecimiento de las estructuras en la historia del universo.

El artículo “Observations of the missing baryons in the warm–hot intergalactic medium”, de F. Nicastro et al., está publicado en Nature. DOI: 10.1038/s41586-018-0204-1

Fuente:
Noticia de NASA, 21 junio 2018




«OUMUAMUA», un cometa interestelar y no un asteroide

Este diagrama muestra la órbita del objeto interestelar Oumuamua a través del Sistema Solar. Muestra la trayectoria prevista de Oumuamua y el nuevo curso, teniendo en cuenta las nuevas medidas de velocidad obtenidas. En el recuadro, abajo, comparación de la posición del objeto calculada solo debida a la gravedad, con la observada en la realidad, más lejana, por lo que se suponen otras fuerzas actuando. Fuente: ESA (Editada por «Kiosco»)

Oumuamua, el primer objeto interestelar descubierto en el Sistema Solar, se está alejando del Sol más rápido de lo esperado. Este comportamiento anómalo fue detectado por una colaboración astronómica mundial que incluye al Very Large Telescope de ESO, en Chile. Los nuevos resultados sugieren que, probablemente, Oumuamua es un cometa interestelar y no un asteroide, como se clasificó inicialmente debido a la ausencia de cola o coma cuando fue observado.

Este objeto, descubierto en octubre de 2017 por Pan-STARRS instalado en el Observatorio de Haleakala, en Hawai ha sido observado por el Very Large Telescope de ESO y otros observatorios, un equipo internacional de astrónomos que ha descubierto que el objeto se mueve más rápido de lo esperado. La ganancia medida en velocidad es pequeña y Oumuamua todavía está decelerando debido a la atracción del Sol, pero no tan rápido como predice la mecánica celeste.

El equipo, dirigido por Marco Micheli (Agencia Espacial Europea) exploró varias posibilidades para explicar por qué la velocidad de este peculiar visitante interestelar es más rápida de lo predicho. La explicación más probable es que Oumuamua esté liberando material de su superficie debido al calentamiento provocado por el Sol, un fenómeno conocido como desgasificación. Se cree que el impulso que genera este material expulsado proporciona el pequeño, pero constante empuje que está haciendo que Oumuamua salga del Sistema Solar más rápido de lo esperado. El 1 de junio de 2018 estaba viajando, aproximadamente, a 114.000 kilómetros por hora.

Tal emisión de gases es un comportamiento típico de cometas y contradice la anterior clasificación de Oumuamua como asteroide interestelar. Se cree que es un cometa pequeño, y los datos dicen que su impulso es cada vez más pequeño a medida que se aleja del Sol, lo cual es típico de los cometas.

Generalmente, cuando los cometas son calentados por el Sol, eyectan polvo y gas que forman una nube de material a su alrededor llamado coma, así como la característica cola. Sin embargo, el equipo de investigación no ha detectado ninguna evidencia visual de la emisión de gases, por lo que se supone que el cometa está soltando granos de polvo inusualmente grandes y gruesos.

La mayor parte de los cometas tienen granos de polvo pequeños en sus superficies, pero el equipo especula que tal vez los de Oumuamua se hayan erosionado durante el viaje a través del espacio interestelar, dejando sólo grandes granos de polvo. Aunque una nube de estas partículas más grandes no sería lo suficientemente brillante como para ser detectada, explicaría el cambio inesperado de velocidad de Oumuamua.

La hipótesis de la desgasificación de Oumuamua no es su único misterio sin resolver, también lo es su origen interestelar. En un principio, el equipo realizó nuevas observaciones de Oumuamua para determinar exactamente su trayectoria, lo cual podría haber permitido trazar el camino del objeto hasta su sistema estelar de origen. Los nuevos resultados muestran que obtener esta información será más difícil de lo que se pensaba. El aumento de velocidad detectado recientemente en Oumuamua hace más difícil poder trazar la ruta que tomó desde su origen, su sistema estelar extrasolar.

Antes de llegar a estas conclusiones, el equipo también estudió varias hipótesis para explicar el inesperado cambio en la velocidad. Analizaron si la presión de la radiación solar, el «efecto Yarkovsky» o efectos de fricción pudieran explicar las observaciones. También se comprobó si el aumento de velocidad pudiera haber sido causado por un evento de impulso (como una colisión), en el caso de que Oumuamua fuese un objeto binario o de que fuese un objeto imantado. También se rechazó la teoría poco probable de que Oumuamua fuese una nave espacial interestelar: el suave y continuo cambio en la velocidad no es típico de los propulsores y el objeto se mueve en sus tres ejes, lo cual no favorece la posibilidad de que se trate de un objeto artificial.

Oumuamua, en hawaiano significa “explorador” lo que refleja su naturaleza como el primer objeto conocido de origen interestelar que ha entrado en el Sistema Solar. Las observaciones originales indicaban que es un objeto alargado, pequeño, de color similar al de un cometa. Superó la distancia de la órbita de Júpiter a principios de mayo de 2018 y pasará la órbita de Saturno en enero de 2019. Llegará a una distancia correspondiente a la órbita de Urano en agosto de 2020 y a la de Neptuno a finales de junio de 2024. Para cuando acabe 2025 Oumuamua alcanzará el borde exterior del Cinturón de Kuiper y luego la heliopausa (el borde del Sistema Solar) en noviembre de 2038.

Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1820es, 27 de junio de 2018




Replanteamiento de los análisis del Viking: ¿había compuestos orgánicos y se destruyeron en el procesado?

Es posible que uno de los módulos de aterrizaje Viking descubriese ya hace más de 40 años compuestos orgánicos en Marte. Fuente: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA

Gracias al rover Curiosity está claro: en Marte hay moléculas orgánicas complejas. El último vehículo de la NASA en Marte lo ha confirmado gracias al análisis de rocas. Las moléculas con carbono son, se supone, una condición previa a la existencia de vida, pero se encuentran en los micrometeoritos sin vida y en las partículas de polvo que caen sobre Marte.

El vehículo robótico Curiosity, que se posó en la superficie de Marte en 2012, no ha sido el primer aparato que haya buscado sustancias orgánicas allí. Hace ya 42 años, la misión Viking encontró indicios, pero no los compuestos orgánicos mismos. El hallazgo, sin embargo, suscitó una persistente polémica científica. Con el tiempo, se impuso una interpretación pesimista: el espectrómetro de masas de la sonda había detectado material que entró en el pequeño horno de la nave cuando estaba aún en la Tierra.

Pero ello enfrentaba a los científicos a un problema: sobre Marte tienen que caer regularmente moléculas orgánicas desde el espacio y tendrían que ser detectables allí. Ahora, un equipo de científicos, encabezado por Christopher McKay, del Centro de Investigación Ames de la NASA, cree haber podido resolver esa contradicción. Al menos uno de los módulos de aterrizaje Viking habría realmente detectado material orgánico, pero la sonda, guiada por control remoto, habría quemado el valioso hallazgo durante el procesado de las muestras.

Se llegó a esta conclusión gracias a una sustancia que se descubrió en Marte hace diez años: la nave Phoenix, posada en Marte, detectó en 2008 perclorato. En la Tierra, este tipo de molécula es una especie de acelerador del fuego y por eso se usa en los artículos pirotécnicos. En el frío Marte no se puede prender fuego a algo sin más. Pero los hornos de los módulos de aterrizaje de las Viking calentaban las muestras hasta los 500ºC. Con perclorato en la mezcla, las sensibles moléculas orgánicas se quemarían al calentarse, argumentan esos investigadores en un artículo publicado en Journal of Geophysical Research: Planets.

Con los datos de la Curiosity, la interpretación sujeta a debate cuando se conocieron los datos de la Phoenix toma fuerza de nuevo, según McKay y sus colaboradores. Junto con las sustancias orgánicas, el último rover marciano detectó moléculas de clorobenceno, que se crean cuando el carbono reacciona con perclorato, y resulta que el módulo de aterrizaje de Viking 2 halló también clorobenceno, tras una nueva inspección de las mediciones de hace 40 años, conservadas en microfilms.

Los planetólogos piensan por ello que encajan bien las piezas de esa historia de que se quemaron moléculas orgánicas. Pero no pueden estar seguros del todo. Se sabe con certeza que los hornos de los módulos de hace 40 años estaban contaminados con material orgánico terrestre, procedentes de los restos de un producto de limpieza. Queda la posibilidad, pues, de que esas moléculas fueran las que reaccionaron con los percloratos para dar clorobenceno.

Por otra parte, las sustancias con carbono procedentes de la Tierra deberían haber reaccionado ya a temperaturas moderadas, lo cual no concuerda bien con los datos. En los datos de la Viking 1 no aparece rastro del clorobenceno y sin embargo ese horno también contenía restos del producto de limpieza, que deberían haber reaccionado con el perclorato omnipresente en Marte.

Fuente:
Journal of Geophysical Research: Planets, 20 junio 2018




El VLT de ESO capta la primera imagen confirmada de un exoplaneta

El equipo de astrónomos, liderado por un grupo del Instituto Max Planck de Astronomía, en Heidelberg (Alemania), ha captado esta espectacular instantánea de formación planetaria (la primera confirmada) alrededor de la joven estrella enana PDS 70. Utilizando el instrumento SPHERE, uno de los instrumentos de búsqueda de planetas más potente del momento, el equipo internacional ha realizado la primera detección firme de un planeta en formación, llamado PDS 70b, abriéndose camino a través del material que rodea a la joven estrella y a partir del cual se forman planetas. SPHERE permite medir el brillo del planeta en diferentes longitudes de onda, lo que, a su vez, permite deducir las propiedades de su atmósfera.

Las imágenes del disco y del planeta y el espectro del planeta han sido captados durante el desarrollo de dos programas de sondeo llamados SHINE (sondeo de exoplanetas en el infrarrojo con SPHERE) y DISK (sondeo de SPHERE para discos circumestelares). SHINE pretende obtener imágenes de 600 estrellas jóvenes cercanas en el infrarrojo cercano utilizando el alto contraste y la alta resolución angular de SPHERE para descubrir y caracterizar nuevos exoplanetas y sistemas planetarios. DISK explora sistemas planetarios jóvenes conocidos y sus discos circumestelares para estudiar las condiciones iniciales de la formación planetaria y la evolución de las arquitecturas planetarias.

El planeta destaca claramente en las nuevas observaciones, visible como un punto brillante a la derecha del centro ennegrecido de la imagen. Se encuentra aproximadamente a 3.000 millones de kilómetros de la estrella central, lo cual equivale a la distancia entre Urano y el Sol. El análisis muestra que PDS 70b es un planeta gaseoso gigante con una masa unas cuantas veces la de Júpiter. La superficie del planeta tiene una temperatura de aproximadamente 1000°C, mucho más caliente que cualquier planeta de nuestro Sistema Solar.

La región oscura en el centro de la imagen se debe al uso de un coronógrafo, una máscara que bloquea la luz cegadora de la estrella central y permite a los astrónomos detectar a sus compañeros planetarios en el disco, mucho más tenues. Sin esta máscara, la débil luz del planeta sería englobada por el intenso brillo de PDS 70.

Con el fin de extraer la débil señal del planeta junto a la brillante estrella, los astrónomos utilizan un sofisticado método que se beneficia de la rotación de la Tierra. En este modo de observación, SPHERE toma continuamente imágenes de la estrella durante un período de varias horas, manteniendo el instrumento tan estable como sea posible. Como consecuencia, el planeta parece girar lentamente, cambiando su ubicación en la imagen con respecto al halo estelar. Mediante elaborados algoritmos numéricos, las imágenes individuales se combinan de tal manera que todas las partes de la imagen que no parecen moverse durante la observación, como la señal de la propia estrella, se filtran. Esto deja sólo aquellos objetos que se mueven aparentemente, haciendo visible el planeta.

Una investigación más profunda, llevada a cabo en los últimos meses por un segundo equipo que implica a muchos de los astrónomos del equipo del descubrimiento, incluyendo al observatorio Keppler, ha obtenido la espectacular imagen del planeta mostrada, e incluso obtuvieron un espectro del planeta. El análisis de este espectro indicó que su atmósfera está turbia.

El compañero planetario de PDS 70 ha escavado un «disco de transición» (un disco protoplanetario con un gigantesco «hueco» en el centro). Estas brechas internas se conocen desde hace décadas y se ha especulado con que fueran fruto de la interacción entre el disco y el planeta. Ahora, por primera vez, podemos ver el planeta.

El instrumento SPHERE de ESO, que ha conseguido esta visión del nacimiento de un planeta bañado en polvo, está dedicado a estudiar exoplanetas y discos alrededor de estrellas cercanas utilizando una técnica de alto contraste. Incluso bloqueando la luz de una estrella con un coronógrafo, SPHERE debe aplicar estrategias de observación especialmente concebidas y técnicas de procesamiento de datos para filtrar la señal de los débiles compañeros planetarios alrededor de estrellas jóvenes brillantes en múltiples longitudes de onda y en diferentes épocas.

Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1821es, 2 de julio de 2018




Nuevo sistema de óptica adaptativa en el VLT: Tomografía Laser

Imagen de Neptuno tomada con el nuevo sistema de óptica adaptativa de «tomografía láser» del VLT, que muestra la gran resolución de su modo de funcionamiento de «campo estrecho». Fuente: ESO

El VLT (Very Large Telescope) de ESO, ha llevado a cabo la «primera luz» de un nuevo modo de óptica adaptativa llamado “tomografía láser” y ha captado imágenes de prueba extraordinariamente precisas del planeta Neptuno, cúmulos de estrellas y otros objetos. El instrumento pionero MUSE en modo de «campo estrecho», puede corregir las turbulencias de la atmósfera a diferentes altitudes. Ahora es posible captar imágenes desde la superficie de la Tierra en longitudes de onda visibles más nítidas que las del Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA. La combinación de una gran nitidez de la imagen junto con las capacidades espectroscópicas de MUSE, permitirá a los astrónomos estudiar las propiedades de los objetos astronómicos con mucho más detalle de lo que ha sido posible hasta ahora.

En detalle, el instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer, explorador espectroscópico multiunidad), trabaja con una unidad de óptica adaptativa denominada GALACSI. Hace uso de los sistemas de estrellas de guiado láser (Laser Guide Stars Facility), 4LGSF, un subsistema de la instalación de óptica adaptativa (AOF, Adaptive Optics Facility). El AOF proporciona óptica adaptativa a los instrumentos de la Unidad de Telescopio 4 del VLT (UT4). MUSE fue el primer instrumento en beneficiarse de esta nueva instalación y ahora tiene dos modos de óptica adaptativa: el modo de campo amplio y el modo de campo estrecho.

MUSE y GALACSI en modo de campo amplio ya proporcionan corrección sobre un campo de visión de 1 minuto de arco, con píxeles de un tamaño de 0,2″ por 0,2″. Este nuevo modo de campo estrecho de GALACSI cubre un campo de visión mucho más pequeño, de 7,5 segundos de arco, pero con píxeles mucho más pequeños, de sólo 0,025″ por 0,025″, para explotar al máximo su resolución.

El modo de amplio campo de MUSE, junto con GALACSI en modo nivel del suelo, corrige los efectos de la turbulencia atmosférica hasta un kilómetro por encima del telescopio sobre un campo de visión relativamente amplio. Pero el nuevo modo de campo estrecho, que utiliza tomografía láser, corrige casi la totalidad de las turbulencias atmosféricas sobre el telescopio para crear imágenes mucho más nítidas, pero en una región más pequeña del cielo.

La turbulencia atmosférica varía con la altitud; algunas capas degradan más que otras el haz de luz de las estrellas. Se ha seleccionado previamente un conjunto de capas para el modo de campo estrecho de MUSE/GALACSI a 0 km (a nivel del suelo; siempre una medida importante), 3,9 km y 14 km de altitud. Posteriormente, el algoritmo de corrección se optimiza en estas capas, permitiendo a los astrónomos alcanzar una calidad de imagen casi tan buena como si se utilizara una estrella guía natural y alcanzando el límite teórico del telescopio.

Con esta nueva capacidad, el telescopio UT-4 de ocho metros alcanza el límite teórico de nitidez de la imagen y ya no está limitado por las perturbaciones atmosféricas. Es algo extremadamente difícil de lograr en el rango visible y proporciona imágenes comparables en nitidez a las del Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA. Permitirá a los astrónomos estudiar con un detalle sin precedentes objetos fascinantes como agujeros negros supermasivos en el centro de galaxias distantes, chorros lanzados por estrellas jóvenes, cúmulos globulares, supernovas, planetas y sus satélites en el Sistema Solar y mucho más.

La óptica adaptativa es una técnica que compensa los efectos de las turbulencias provocadas por la atmósfera terrestre, también conocido como visibilidad astronómica o seeing, un gran problema al que se enfrentan todos los telescopios terrestres. La misma turbulencia de la atmósfera que hace que las estrellas «titilen» a simple vista, hace que los grandes telescopios obtengan imágenes borrosas del universo. La luz que nos llega de estrellas y galaxias se distorsiona al atravesar la capa protectora de nuestra atmósfera, y los astrónomos deben utilizar tecnología inteligente para mejorar de forma artificial la calidad de la imagen.

Para lograrlo, se fijan cuatro láseres brillantes al UT4 para proyectar hacia el cielo columnas de una intensa luz anaranjada de 30 centímetros de diámetro que excitan los átomos de sodio de las capas altas de la atmósfera y crean estrellas de guiado láser artificiales. Los sistemas de óptica adaptativa utilizan la luz de estas «estrellas» para determinar la turbulencia de la atmósfera y calcular las correcciones mil veces por segundo, ordenando al espejo secundario del UT4, delgado y deformable, que modifique constantemente su forma, compensando las deformaciones que provoca la atmósfera y corrigiendo la luz distorsionada.

MUSE no es el único instrumento que disfruta de unas instalaciones de óptica adaptativa. La cámara infrarroja HAWK-I ya utiliza otro sistema de óptica adaptativa, GRAAL. En unos años le seguirá el potente y nuevo instrumento ERIS. Juntos, estos grandes avances en óptica adaptativa están mejorando la ya poderosa flota de telescopios de ESO, cuyo objetivo es observar el universo.

Este nuevo modo constituye también un importante paso adelante para el ELT (Extremely Large Telescope) de ESO, que necesitará tomografía láser para alcanzar sus objetivos científicos. Estos resultados en UT4 con el AOF ayudarán a los científicos e ingenieros del ELT a implementar una tecnología de óptica adaptativa similar en el gigante de 39 metros.

Fuente:
Fotonoticia de ESO: eso1824es, 18 de julio de 2018




ESA estudia los granos cósmicos capturados por la sonda japonesa HAYABUSA

Un grano capturado por la sonda Hayabusa sobre un soporte de microscopio, mostrando su escala. Fuente: ESA

Visto sobre un soporte microscópico, este grano de roca de bordes afilados es un objeto extraterrestre, una pequeña muestra del asteroide Itokawa, capturada por la misión japonesa HAYABUSA.

La nave espacial japonesa Hayabusa fue la primera misión del mundo en recuperar muestras de la superficie de un asteroide y traerlas a la Tierra. Acosado por muchos problemas, después de una odisea de siete años y seis mil millones de kilómetros, Hayabusa regresó a la Tierra en 2010 con unos 1.500 preciosos granos de asteroide.

La historia de la misión de la Agencia Japonesa de Exploración espacial fue muy accidentada. Inicialmente conocida como MUSES-C, se lanzó el 9 de mayo de 2003. A la llegada a Itokawa, un asteroide de 300x700m, la nave espacial Hayabusa lanzó un pequeño aterrizador llamado Minerva que tenía como objetivo el estudio de la forma del asteroide, giro, topografía, color, composición, densidad, e historia, pero que se perdió en el espacio sin llegar a tocar la superficie. La sonda llegó a las proximidades de Itokawa el 12 de septiembre de 2005, permaneciendo inicialmente a una distancia de 20 km del asteroide. Más tarde se aproximó a apenas 7 km del mismo. El 20 de noviembre la sonda se posó sobre el asteroide durante 30 minutos. El 25 de noviembre, en un segundo descenso, la sonda tomó muestras del suelo del asteroide.

La cápsula de muestras y la nave volvieron a entrar en la atmósfera de la Tierra el 13 de junio de 2010. La cápsula, con escudo térmico, hizo un aterrizaje en paracaídas en el sur del interior de Australia mientras que la nave se separó e incineró en nuestra atmósfera.

Antes de extraer las muestras de la cápsula de reentrada, se inspeccionó con un TAC de rayos-X para determinar su posición. A continuación, el frasco de la muestra se extrajo de la cápsula de reentrada. La superficie del recipiente se limpió con gas nitrógeno puro y dióxido de carbono. A continuación, se colocó en el dispositivo de apertura del frasco y se abrió, evitando escapes de gas de la muestra.

El análisis preliminar de las muestras de roca del Itokawa asteroide de tipo S, resultaron ser del tipo de los meteoritos llamados condritas.

El éxito de la misión de la sonda al resolver el misterio del origen de los meteoritos condríticos y su origen asteroidal (los asteroides tipo S) fue calificado por la revista Science como el segundo de los 10 mayores descubrimientos científicos del año 2011.

Extremadamente valiosos, estos granos de Hayabusa se han convertido en el foco de estudio científico en todo el mundo, y tres de ellos se encuentran actualmente en el centro técnico ESTEC de la ESA en los Países Bajos. El investigador Fabrice Cipriani de ESA, lidera la investigación sobre sus propiedades de carga estática, para comprender las consecuencias para los ambientes de superficie de los asteroides.

Fuente:
Fotonoticia de ESA, 1 agosto 2018, completada con historial técnico de la Agencia Japonesa JAXA




Moléculas radiactivas en resto de supernova

Utilizando ALMA y NOEMA, un equipo de astrónomos ha hecho la primera detección definitiva de una molécula radiactiva en el espacio interestelar. La parte radiactiva de la molécula es un isótopo de aluminio. Las observaciones revelan que el isótopo se dispersó en el espacio después de la colisión de dos estrellas, que dejó un remanente conocido como CK Vulpeculae. Es la primera vez que se hace una observación directa de este elemento en una fuente conocida. Anteriormente ya se había identificado este isótopo, pero procedía de la detección de rayos gamma y su origen exacto era desconocido.

El equipo investigador, utilizó ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) y el conjunto NOEMA (NOrthern Extended Millimeter Array) para detectar una fuente del isótopo radioactivo aluminio-26. La fuente, conocida como CK Vulpeculae, fue vista por primera vez en 1670 y en aquel momento lo que vieron los observadores parecía una “nueva estrella”, brillante y roja. Aunque inicialmente era visible a simple vista, se desvaneció rápidamente y ahora son necesarios potentes telescopios para ver los restos de esta fusión, una tenue estrella central rodeada por un halo de materia incandescente que fluye de ella.

348 años después de que el evento inicial se observara, los restos de esta explosiva fusión estelar han mostrado la firma clara y convincente de una versión radiactiva del aluminio, conocido como aluminio-26. Se trata de la primera molécula radiactiva inestable detectada definitivamente fuera del Sistema Solar.

El equipo detectó la firma espectral de moléculas compuestas por aluminio-26 y flúor (26AlF) en los restos que rodean a CK Vulpeculae, que se encuentra a unos 2000 años-luz de la Tierra. A medida que estas moléculas giran y se mueven a través del espacio, emiten una distintiva huella de luz en longitudes de onda milimétricas, un proceso conocido como transición rotacional. Los astrónomos consideran que es la mejor forma de detectar moléculas.

La observación de este particular isótopo proporciona nueva información sobre el proceso de fusión que creó CK Vulpeculae. También demuestra que las capas profundas, densas, e interiores de una estrella, donde se forjan los elementos pesados y los isótopos radioactivos, pueden ser agitadas y lanzadas al espacio por colisiones estelares.

Los astrónomos también han determinado que las dos estrellas que se fusionaron tenían masas relativamente bajas, siendo una de ellas una estrella gigante roja con una masa de entre 0,8 y 2,5 veces la de nuestro Sol.

Al ser radiactivo, el aluminio-26 decaerá hasta ser más estable y, en este proceso, uno de los protones del núcleo decaerá en neutrón. Durante este proceso, el núcleo excitado emite un fotón de muy alta energía, que se observa como un rayo gamma. El aluminio-26 contiene 13 protones y 13 neutrones en su núcleo (un neutrón menos que el isótopo estable, aluminio-27). Cuando decae, el aluminio-26 se convierte en magnesio-26, un elemento completamente diferente.

Normalmente, estas características huellas moleculares se obtienen en experimentos de laboratorio. En el caso de 26AlF no puede aplicarse este método, ya que el aluminio-26 no está presente en la Tierra. Por tanto, los astrofísicos de laboratorio de la Universidad de Kassel, Alemania, utilizaron datos de la huella de moléculas de 27AlF, más estables y abundantes, para derivar datos precisos sobre la molécula de 26AlF, más escasa.

Anteriormente, las detecciones de emisión de rayos gamma han demostrado que en la Vía Láctea hay alrededor de dos masas solares de aluminio-26, pero se desconocía el proceso que creó los átomos radiactivos. Además, debido a la manera en que se detectan los rayos gamma, su origen preciso era también, en gran parte, desconocido. Con estas nuevas medidas, los astrónomos han detectado por primera vez, de forma confirmada, un radioisótopo inestable en una molécula fuera de nuestro Sistema Solar.

Al mismo tiempo, sin embargo, el equipo ha concluido que es poco probable que la producción de aluminio-26 por objetos similares a CK Vulpeculae sea la principal fuente de aluminio-26 en la Vía Láctea. La masa de aluminio-26 en CK Vulpeculae es aproximadamente una cuarta parte de la masa de Plutón y dado que estos eventos son tan poco comunes, es muy poco probable que sean los únicos productores del isótopo en la galaxia Vía Láctea. Esto deja la puerta abierta para continuar estudiando estas moléculas radiactivas.

Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1826es, 30 de julio de 2018




MARS EXPRESS detecta un enorme lago bajo el polo sur de Marte

IZQUIERDA: mapa de contexto del polo sur. Sobre él se marca la zona de estudio de 200 km de lado, desplegada en la imagen del CENTRO, que muestra los 29 barridos del radar MARSIS. Las huellas están codificadas por colores correspondientes a la «potencia» de la señal del radar reflejada por las características debajo de la superficie. La gran área azul cerca del centro corresponde al área principal brillante del radar, detectada en muchas órbitas superpuestas de la nave espacial. DERECHA: datos del MARSIS, de un perfil de radar subsuperficial para una de las órbitas de Marte. La brillante característica horizontal en la parte superior representa la superficie helada de Marte en esta región. Los depósitos estratificados del polo sur, capas de hielo y polvo, se ven a una profundidad de aproximadamente 1,5 km. A continuación se ve una capa base que en algunas áreas es incluso más brillante que los reflejos de la superficie, resaltados en azul, mientras que en otros lugares es bastante difusa. El análisis de los detalles de las señales reflejadas desde la capa base produce propiedades que corresponden al agua líquida. Los reflejos más brillantes se centran alrededor de 193° E / 81° S en las órbitas que se cruzan, delineando una zona bien definida de 20 km de ancho. Fuentes: Mapa de contexto: NASA / Viking; Centro imagen de fondo de THEMIS: NASA / JPL-Caltech / Arizona State University; Datos MARSIS: ESA / NASA / JPL / ASI / Univ. Roma; R. Orosei y otros 2018. (Editada por «Kiosco»)

Los datos de radar recopilados por la sonda Mars Express de la ESA señalan la existencia de una masa de agua líquida bajo capas de hielo y polvo en la región polar meridional de Marte.

Las vastas redes de valles fluviales secos y los enormes canales de desbordamiento fotografiados por las sondas que circunvalan el planeta dan cuenta del pasado acuático de Marte. Estos orbitadores, junto con los módulos de aterrizaje y los robots exploradores de la superficie, también han descubierto minerales que solo podrían formarse en presencia de agua líquida.

Sin embargo, el clima ha cambiado significativamente a lo largo de los 4.600 millones de años de historia del planeta, y hoy ya no puede haber agua líquida en la superficie, por lo que los científicos están buscándola en el subsuelo. Los resultados preliminares de la sonda Mars Express, que lleva 15 años en funcionamiento, ya han detectado hielo de agua en los polos y en capas bajo la superficie, mezclada con polvo.

Desde hace tiempo se sospechaba de la presencia de agua líquida bajo los polos, puesto que los estudios en la Tierra han demostrado que el punto de fusión del agua disminuye bajo la presión de un glaciar. Además, la presencia de sales en Marte podría reducir aún más el punto de fusión del agua y hacer que se mantenga en estado líquido incluso a temperaturas de congelación.
No obstante, las pruebas del radar avanzado para la investigación de la ionosfera y del subsuelo de Marte, MARSIS, que fue la primera sonda de radar en orbitar otro planeta, no eran concluyentes… hasta ahora.

La insistencia de los científicos que trabajan con este instrumento ha permitido desarrollar nuevas técnicas para recopilar la mayor cantidad posible de datos de alta resolución y confirmarlo.

Mars Express con las largas antenas del radar MARSIS desplegadas. Fuente: ESA

Este radar, que penetra bajo la superficie, envía pulsos a la superficie para medir lo que tardan en rebotar y volver a la nave, así como su intensidad. Las propiedades del material influyen en la señal recuperada, lo que hace posible cartografiar la topografía del subsuelo.

La investigación del radar muestra que la región del polo sur marciano está formada por numerosas capas de hielo y polvo con una profundidad máxima de 1,5 km en el área de 200 km de ancho analizada en este estudio. Dentro de una zona de 20 km de diámetro se ha identificado una reflexión especialmente brillante del radar bajo las capas de depósitos.

Al analizar las propiedades de las señales de radar reflejadas y considerar la composición de las capas de depósitos y el perfil de temperatura esperado bajo la superficie, los científicos interpretan esta formación brillante como el punto de unión entre el hielo y un cuerpo estable de agua líquida, que podrá estar cargado de sedimentos salinos saturados. Para que MARSIS haya sido capaz de detectarlo, debe tener un espesor mínimo de varias decenas de centímetros.

Esta anomalía bajo la superficie de Marte presenta propiedades que indican que se trata de agua o sedimentos ricos en agua.

Se llevaban años viendo signos de fenómenos subterráneos de interés pero no se podía reproducir el resultado de órbita a órbita, debido a que las frecuencias de muestreo y la resolución de los datos hasta entonces era baja. Hubo que dar con un nuevo modo de operación que evitase parte del procesamiento a bordo y permitiese una frecuencia de muestreo mayor para mejorar la resolución de los datos.

El hallazgo recuerda en cierta medida al lago Vostok, descubierto a unos 4 km bajo el hielo de la Antártida. Se sabe que ciertas formas de vida microbiana prosperan en entornos subglaciales de la Tierra, pero no se sabe si las bolsas subterráneas de agua salina y rica en sedimentos de Marte podrían suponer un hábitat adecuado, o haberlo supuesto en el pasado. Aún no se sabe si en algún momento hubo vida en Marte, una pregunta a la que intentarán responder las misiones a Marte, incluidos el actual orbitador ruso-europeo de ExoMars y el futuro rover.

La sonda Mars Express fue lanzada el 2 de junio de 2003 y el 25 de diciembre de 2018 cumplirá 15 años en el espacio.

Fuentes:
Noticia de ESA, 25 julio 2018

Nature 560, 13-14 (2018) doi: 10.1038/d41586-018-05795-6




Asteroides que confunden

Por si fueran pocas las miles de galaxias que pueblan esta imagen del telescopio espacial Hubble, una serie de asteroides cercanos les han robado el protagonismo con unos rastros que, en algunos casos, imitan los fenómenos astronómicos de fondo.

El espectacular cúmulo Abell 370 aloja cientos de galaxias distintas, unidas por la atracción mutua que ejerce su gravedad. Situado a unos cuatro mil millones de años-luz, en la constelación de Cetus, este inmenso cúmulo contiene todo un catálogo de formas galácticas.

Enredados entre las galaxias encontramos estrechos trazos blancos, curvados o en forma de «ese». Se trata del rastro de asteroides que residen, de media, a tan solo 260 millones de kilómetros de la Tierra: a la vuelta de la esquina en términos astronómicos. Los rastros aparecen en múltiples exposiciones de Hubble, que se han combinado para formar una sola imagen. Del total de 22 asteroides identificados en este campo, cinco son objetos únicos. Estos asteroides son tan débiles que no se habían detectado hasta ahora.

Los rastros de asteroides presentan un aspecto curvo debido al efecto de observación denominado paralaje. A medida que el Hubble orbita la Tierra, parece que cada asteroide se mueve a lo largo de un arco con respecto a las galaxias y estrellas de fondo, mucho más distantes. El movimiento de la Tierra alrededor del Sol y el movimiento de los asteroides a lo largo de sus órbitas también contribuyen a la inclinación aparente de las trayectorias de los asteroides.

Todos los asteroides se detectaron de forma manual, la mayoría al hacerlos “parpadear” en exposiciones consecutivas para capturar el movimiento aparente del asteroide. Los astrónomos encontraron un asteroide por cada 10-20 horas de tiempo de exposición.

Estos rastros no deben confundirse con los misteriosos arcos de luz azul que, en realidad, son imágenes distorsionadas de galaxias distantes, situadas por detrás del cúmulo. Muchas de estas lejanas galaxias son demasiado débiles como para que Hubble las vea directamente. Antes bien, en un espectacular ejemplo de “lente gravitacional”, el cúmulo hace las veces de telescopio natural, curva el espacio y afecta a la luz que viaja por el cúmulo hacia la Tierra.

Este estudio formaba parte del programa Frontier Fields y la imagen, construida a partir de varias exposiciones en luz visible e infrarroja, se publicó por primera vez el 6 de noviembre de 2017.

La posición del campo en el firmamento está cerca de la eclíptica: el plano de nuestro Sistema Solar. Se trata de la zona donde se halla la mayoría de los asteroides, motivo por el que los astrónomos del Hubble vieron tantos cruces. Las observaciones de cielo profundo del Hubble, tomadas a lo largo de una línea de visión cercana al plano de nuestro Sistema Solar, suelen registrar rastros de asteroides.

Cada 30 de junio se celebra el “Día del Asteroide” (motivo por el que se difundió esta imagen), con el objetivo de concienciar sobre la cercanía de alguno de estos objetos y de la necesidad de la protección de nuestro planeta frente a un posible impacto. La fecha conmemora el aniversario del evento de Tunguska, el impacto por asteroide más catastrófico conocido, que tuvo lugar el 30 de junio de 1908.

Fuente:
Noticia de ESA, 25 junio 2018




La estrella que renace dentro de las cenizas de su propia nebulosa planetaria

Estrella que renace dentro de su propia nebulosa planetaria. Fuente: ESA/Hubble y NASA

En la revista Nature Astronomy de 6 de agosto 2018, los investigadores muestran su asombro ante los secretos recientemente descubiertos de HuBi 1: una estrella que oculta su brillo debajo de una capa turbulenta de polvo. O, como lo expresaron los científicos: la primera nebulosa planetaria vuelta del revés alrededor de una estrella nacida de nuevo.

La estructura de la nebulosa planetaria tiene una forma poco habitual. Normalmente, las estrellas dentro de una nebulosa planetaria ionizan el material gaseoso previamente expulsado, por lo que la capa de material circundante más cercana a la superficie de la estrella se ve más afectada. Pero no en HuBi 1: aquí, las regiones más internas están menos ionizadas.

Las simulaciones de la evolución estelar sugieren una probable, pero extraña, causa: la estrella había comenzado a ionizar su nebulosa, pero luego pasó por un periodo de renacimiento para reaparecer brevemente de nuevo, volviendo a encender su combustible nuclear. En el proceso, expulsó un poco de material extra. Esto generó una onda de choque que produjo cierta ionización propia, pero más lejos de la superficie. Esa onda de choque está dejando polvo detrás, mientras el material se enfría, en un proceso excepcional.

Fuente:
Editorial Nature 560, 141 (2018), 6 agosto 2018




La atmósfera marciana presenta un comportamiento uniforme

En la imagen izquierda, arriba, el año marciano con sus estaciones. Los tres gráficos superiores de la derecha muestran cómo, en primavera, las partículas sublimadas se distribuyen por toda la atmósfera marciana. En la gráfica inferior, variación de la cantidad de electrones en la atmósfera superior, a medida que transcurre el año marciano, con origen en el comienzo de la primavera. Fuente: ESA (Editada por «Kiosco»)

Gracias a más de una década de datos de la sonda Mars Express de la ESA, un nuevo estudio ha descubierto signos claros de que la compleja atmósfera marciana se comporta como un único sistema interconectado, en el que los procesos que tienen lugar en los niveles inferior e intermedio afectan significativamente a los niveles superiores.

Esta atmósfera está escapando constantemente al espacio, lo que constituye un factor clave para determinar la posible habitabilidad, pasada, presente y futura, del planeta. En la actualidad, Marte ya ha perdido la mayoría de su atmósfera, que en algún momento fue mucho más densa y húmeda, para convertirse en el mundo seco y árido que vemos.

En cualquier caso, la tenue atmósfera que Marte ha conservado resulta muy compleja y los científicos se esfuerzan por comprender su estructura, y cómo los procesos en su seno se relacionan a lo largo del espacio y el tiempo.

Ahora, un nuevo estudio, basado en diez años de datos del instrumento de radar de Mars Express, muestra claramente el vínculo entre sus atmósferas superior e inferior. Conocido sobre todo por examinar el interior de Marte con su sonda de radar, el instrumento lleva observando la ionosfera marciana desde que comenzaron sus operaciones en 2005.

Los niveles inferior e intermedio de la atmósfera marciana parecen estar unidos a los niveles superiores: hay un vínculo claro entre ellos a lo largo del año marciano, según explica la autora principal del estudio, Beatriz Sánchez-Cano, de la Universidad de Leicester (Reino Unido).

Descubrieron este vínculo mientras hacían un seguimiento de la cantidad de electrones en la atmósfera superior, una propiedad que el radar MARSIS ha medido durante una década en distintas estaciones, áreas de Marte, horas del día y otras variables, para después establecer una correlación con los parámetros atmosféricos medidos por otros instrumentos de Mars Express.

Se sabe que la cantidad de partículas cargadas en la atmósfera superior marciana (a altitudes de entre 100 y 200 km) varía según la estación y la hora local, debido a los cambios en la iluminación y la actividad solar. Y, lo que es más importante para este estudio, también debido a las variaciones en la composición y la densidad de la propia atmósfera. No obstante, los científicos encontraron más cambios de los que esperaban.

Los casquetes polares marcianos están compuestos por una mezcla de hielo de agua y dióxido de carbono helado. Cada invierno, hasta un tercio de la masa de la atmósfera de Marte se condensa, formando una capa helada en cada uno de los polos del planeta. Y cada primavera, parte de la masa de los casquetes se sublima y regresa a la atmósfera, lo que hace que los casquetes disminuyan visiblemente.

Consecuentemente, se descubrió un aumento sorprendente y significativo en la cantidad de partículas cargadas en la atmósfera superior durante la primavera en el hemisferio norte, que es cuando la masa en la baja atmósfera crece a medida que se sublima el hielo del casquete polar septentrional.

Se creía que este proceso de sublimación solo afectaba a la atmósfera inferior, no se esperaba la propagación de sus efectos hasta los niveles superiores. Este hallazgo sugiere que la atmósfera de Marte se comporta como un único sistema y podría ayudar a los científicos a comprender la evolución de la atmósfera marciana a lo largo del tiempo, no solo con respecto a las perturbaciones externas, como la meteorología espacial y la actividad del Sol, sino también con respecto a la propia variabilidad interna y a los procesos superficiales del planeta.

Entender la compleja atmósfera marciana es uno de los objetivos clave de la misión Mars Express de la ESA, que lleva operando en órbita alrededor del Planeta Rojo desde 2003. Mars Express sigue a pleno rendimiento. Uno de sus principales objetivos en la actualidad es estudiar el comportamiento exacto de la atmósfera marciana y cómo se interconectan sus distintas capas. Ya se cuenta con más de una década de observaciones, que no solo cubren un periodo de tiempo largo, sino que abarcan la totalidad de Marte y su atmósfera. Esta enorme cantidad de datos de distintos instrumentos de Mars Express, que permite estudios como el presente, junto con los del Satélite para el estudio de Gases Traza de la ESA (TGO) y la misión MAVEN de la NASA, están ayudando a desvelar los secretos de la atmósfera marciana.

Fuente:
Noticia de ESA, 19 julio 2018




Estrella devorada por agujero negro de tipo intermedio

Imagen de fondo en visual de la galaxia 6dFGS gJ215022.2-055059 (la gran mancha blanca-amarilla en el centro de la imagen) y galaxias vecinas, combinada con observaciones de rayos-X de un agujero negro en las afueras de la galaxia (el pequeño punto blanco-púrpura en su parte inferior izquierda) en proceso de tragarse una estrella. Este nuevo tipo de agujero negro pudo observarse cuando desgarró una estrella cercana, engullendo los desechos resultantes y arrojando una enorme cantidad de luz en el proceso. Tiene una masa de alrededor de 50.000 veces la del Sol, y se encuentra dentro de un grupo masivo de estrellas en las afueras de esa galaxia, a unos 740 millones de años-luz de distancia de nosotros. Fuente de imagen óptica: NASA/ESA/Hubble/STScI; de rayos-X: NASA/CXC/UNH/D. Lin et al.

El observatorio XMM-Newton de la ESA ha descubierto el candidato más prometedor a un tipo de fenómeno cósmico muy poco común y esquivo: un agujero negro de masa intermedia en trance de desgarrar y devorar una estrella cercana.

El universo alberga distintos tipos de agujeros negros: las estrellas masivas generan agujeros negros de masa estelar cuando mueren, mientras que las galaxias tienen en su centro agujeros negros supermasivos, con masas equivalentes a millones e incluso miles de millones de soles.

Entre ambos extremos encontramos un miembro discreto de la familia de los agujeros negros: los agujeros negros de masa intermedia, considerados el germen de futuros agujeros negros supermasivos. Resultan especialmente esquivos, por lo que solo se han llegado a detectar muy pocos candidatos firmes.

Ahora, un equipo de investigadores ha encontrado signos de actividad en uno de ellos gracias a datos del observatorio espacial de rayos-X XMM-Newton de la ESA, así como del observatorio de rayos-X Chandra y el telescopio de rayos-X Swift de la NASA. Estos detectaron una enorme emisión de radiación en los márgenes de una galaxia distante, generada cuando una estrella pasó demasiado cerca de un agujero negro y éste la devoró.

Hasta ahora no se había «visto» un agujero negro de este tipo, aunque se han llegado a descubrir algunos, en general se trata de un fenómeno muy poco común y muy buscado, siendo éste el mejor candidato a agujero negro de masa intermedia observado hasta la fecha.

Se cree que este tipo de agujero negro se puede formar por varias vías. Una posibilidad sería la rápida fusión de estrellas masivas situadas en cúmulos estelares densos, por lo que los centros de dichos cúmulos serían los lugares más adecuados para buscarlos. No obstante, para cuando estos agujeros negros se han formado, apenas queda gas, por lo que los agujeros negros no tienen materia que consumir y, por lo tanto, la radiación que emiten es muy tenue, lo que a su vez hace que sean muy difíciles de detectar.

La fuente de rayos-X 3XMM J215022.4-055108, vista con el observatorio espacial de rayos-X XMM-Newton, de la ESA en 2006 (izquierda) y 2009 (derecha), el mejor candidato para un tipo de fenómeno cósmico muy raro y elusivo: un llamado «agujero negro de masa intermedia» en el proceso de desgarro y absorción de una estrella cercana. La comparación entre estas dos imágenes muestra cómo la explosión de energía liberada por este potente evento disminuyó gradualmente a lo largo de los años. Fuente: ESA / XMM-Newton; D. Lin et al (Universidad de New Hampshire, EE. UU.). Agradecimiento: NASA / CXC

Uno de los pocos métodos que se puede utilizar para localizar un agujero negro de masa intermedia es esperar a que una estrella pase cerca y sufra una perturbación; de esta forma, podemos captar la fulguración desatada en el proceso. Hasta ahora, este tipo de evento solo se había visto claramente en el centro de una galaxia, no en sus márgenes.

Los investigadores cribaron datos de XMM-Newton para encontrar un candidato. Lo identificaron en observaciones de una gran galaxia a unos 740 millones de años-luz, realizadas entre 2006 y 2009 como parte de un estudio de galaxias, y en datos adicionales de Chandra (2006 y 2016) y de Swift (2014).

También se revisaron imágenes de la galaxia tomadas por otros telescopios para ver cuál era el aspecto óptico de la emisión. Así se detectó el brillo provocado por el destello de la fuente en dos imágenes de 2005: era mucho más azul y brillante de lo que se veía tan solo unos años antes. Al comparar todos los datos, determinamos que la infortunada estrella debió de sufrir una perturbación en octubre de 2003 y emitió una explosión de energía que fue decayendo a lo largo de la siguiente década. Los científicos creen que la estrella fue desgarrada por un agujero negro con una masa cincuenta mil veces mayor que la de nuestro Sol.

Estas emisiones procedentes de estrellas no suelen provenir de este tipo de agujeros negros, por lo que este descubrimiento sugiere que podría haber más en estado inactivo, escondidos en la periferia de las galaxias por todo el Universo local.

Este candidato se descubrió gracias a un estudio exhaustivo del catálogo de fuentes de rayos-X de XMM-Newton que, repleto de datos de alta calidad que abarcan grandes áreas del firmamento, resultó esencial para determinar el tamaño del agujero negro e identificar qué provocó la emisión de radiación.

Ese catálogo de fuentes de rayos-X de XMM-Newton, con más de medio millón de fuentes, es hoy en día el mayor de su clase: objetos exóticos como el identificado en nuestro estudio permanecen ocultos y a la espera de su descubrimiento mediante una exhaustiva «minería de datos». En el panorama de los agujeros negros faltaba este eslabón intermedio entre los de tipo galáctico y estelar, y sin él no se puede desarrollar una teoría coherente sobre los agujeros negros. Este estudio ha sido publicado en Nature Astronomy. DOI: 10.1038/s41550-018-0493-1

Fuente:
Noticia de ESA, 19 junio 2018




Trío de planetas jóvenes descubierto por ALMA

Imagen de los patrones de anillos concéntricos y de huecos dentro de los discos protoplanetarios. Fuente: ESO-ALMA

Dos equipos independientes de astrónomos han utilizado ALMA para obtener pruebas convincentes de que hay tres jóvenes planetas orbitando alrededor de la estrella HD 163296. Usando una nueva técnica de búsqueda de planetas, los astrónomos identificaron tres perturbaciones en el disco de gas que hay alrededor de la joven estrella: se trata de la evidencia más fuerte hallada hasta el momento de que está siendo orbitada por tres planetas recién formados. Son considerados los primeros planetas descubiertos con ALMA.

El conjunto ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) ha transformado nuestra comprensión de los discos protoplanetarios, las fábricas de planetas cargadas de polvo y gas que rodean a estrellas jóvenes. Los anillos y los huecos de estos discos proporcionan interesantes indicios de la presencia de protoplanetas. Sin embargo, otros fenómenos también podrían explicar estas características.

Aunque se han descubierto miles de exoplanetas en las últimas dos décadas, la detección de protoplanetas se mantiene a la vanguardia de la ciencia y no ha habido detecciones claras hasta ahora. Las técnicas utilizadas actualmente para encontrar exoplanetas en sistemas planetarios completamente formados (como medir el bamboleo de una estrella o la atenuación de la luz de las estrellas debido a un planeta en tránsito) no se prestan a la detección de protoplanetas.

La nueva técnica se basa en la identificación de patrones inusuales en el flujo de gas dentro de un disco de formación de planetas alrededor de una estrella joven, encontrando características distintivas que señalan la presencia de planetas recién formados orbitando una estrella muy joven.

El movimiento del gas alrededor de una estrella en ausencia de planetas tiene un patrón muy simple y predecible (rotación Kepleriana) que es casi imposible de alterar tanto local como globalmente, por lo que sólo la presencia de un objeto relativamente masivo puede justificar tales perturbaciones.

Para hacer sus respectivos descubrimientos, cada equipo analizó observaciones de ALMA de HD 163296, una joven estrella situada a unos 330 años-luz de la Tierra, en la constelación de Sagitario. Esta estrella tiene casi dos veces la masa del Sol, pero sólo 4 millones de años de edad (una milésima parte de la edad del Sol).

Las impresionantes imágenes de ALMA de HD 163296 y de otros sistemas similares han revelado esos interesantes patrones de anillos concéntricos y de huecos dentro de los discos protoplanetarios. Estos huecos pueden ser evidencia de que los protoplanetas están socavando y expulsando el polvo y el gas de sus órbitas, e incorporándolo parcialmente a sus propias atmósferas. Un estudio previo del disco de esta estrella en particular muestra que los huecos en el polvo y el gas se superponen, lo que sugiere que en esa zona se han formado al menos dos planetas. Sin embargo, estas observaciones iniciales sólo proporcionaron indicios y no han podido utilizarse para estimar con precisión las masas de los planetas.

Una segunda técnica analizó el movimiento a pequeña escala del gas en los discos protoplanetarios de la estrella. Este nuevo enfoque podría descubrir algunos de los planetas más pequeños de nuestra galaxia, todo gracias a las imágenes de alta resolución de ALMA.

En lugar de centrarse en el polvo del interior del disco, del cual se obtuvieron ya imágenes muy definidas gracias a observaciones anteriores de ALMA, los astrónomos estudiaron el gas de monóxido de carbono (CO) repartido por el disco. Las moléculas de CO emiten una luz muy peculiar en la longitud de onda milimétrica, un rango que ALMA puede observar con gran detalle. Sutiles cambios, debidos al efecto Doppler, en la longitud de onda de esta luz, revelaron los movimientos del gas en el disco.

Este equipo, liderado por Richard Teague, identificó dos planetas situados aproximadamente a 12.000 millones de km (80 U.A.) y 21.000 millones de kilómetros (140 U.A.) de la estrella. El primer equipo, liderado por Christophe Pinte, identificó un planeta a aproximadamente 39.000 millones de kilómetros (260 U.A.) de la estrella.

Los dos equipos utilizaron variantes de la misma técnica, que busca anomalías en el flujo del gas reveladas por los cambios en las longitudes de onda de la emisión de CO, lo cual indica que el gas está interactuando con un objeto masivo.

La técnica utilizada por Teague, que detectó variaciones promedio en el flujo de gas muy pequeñas, reveló el impacto de varios planetas en los movimientos de gas cerca de la estrella. La técnica utilizada por Pinte, que mide el flujo del gas de forma más directa, se adapta mejor al estudio de la parte externa del disco. Permitió a los autores localizar con mayor precisión el tercer planeta, pero se limita a grandes desviaciones del flujo, mayores que un 10%.

En ambos casos, los investigadores identificaron las áreas donde el flujo del gas no coincide con su entorno, algo parecido a los remolinos que se forman alrededor de una roca en un río. Analizando cuidadosamente ese movimiento, pudieron deducir claramente la influencia de cuerpos planetarios con masas similares a la de Júpiter.

Esta nueva técnica permite a los astrónomos hacer una estimación más precisa de las masas protoplanetarias y es menos probable obtener falsos positivos. Ambos equipos seguirán refinando este método y lo aplicarán en otros discos, donde esperan entender mejor cómo se forman las atmósferas y qué elementos y moléculas participan en el proceso de nacimiento de un planeta.

Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1818es, 13 de junio de 2018




ALMA y VLT descubren excesivas estrellas masivas en galaxias «STARBURST» cercanas y lejanas

Esta ilustración muestra una polvorienta galaxia en el universo distante que está formando estrellas a un ritmo mucho mayor que en nuestra Vía Láctea. Nuevas observaciones de ALMA han permitido a los científicos descorrer el velo de polvo y ver (fracción derecha) lo que antes era inaccesible: que esas galaxias con brote de formación estelar tienen un exceso de estrellas masivas en comparación con las galaxias más tranquilas. Fuente: ESO/M. Kornmesser

Utilizando ALMA y el VLT, los astrónomos han descubierto que tanto las galaxias con estallido o brote de formación estelar (galaxias «starburst») en el universo temprano, como las regiones de formación estelar en una galaxia cercana, contienen una proporción mucho mayor de estrellas masivas que la detectada en galaxias más tranquilas. Estos resultados desafían las ideas actuales acerca de cómo evolucionaron las galaxias, cambiando nuestra comprensión de la historia cósmica de la formación estelar y de la formación de los elementos químicos.

Sondeando el universo distante, un equipo de científicos, liderados por el astrónomo Zhang Zhi Yu, de la Universidad de Edimburgo, ha utilizado el interferómetro ALMA (Atacama Large Millimeter / submillimeter Array) para investigar la proporción de estrellas masivas en cuatro distantes galaxias ricas en gas con estallidos de formación estelar. Estas galaxias se observan cuando el universo era mucho más joven de lo que es ahora, por lo que es poco probable que, en su infancia, hayan atravesado muchos episodios previos de formación de estrellas, lo cual pudiera haber confundido los resultados.

La tasa a la cual se forman nuevas estrellas puede ser 100 veces la tasa de nuestra propia galaxia, la Vía Láctea. Las estrellas masivas de estas galaxias producen radiaciones ionizantes, corrientes estelares y explosiones de supernova, que influyen significativamente en la evolución química y dinámica del medio que les rodea. Estudiar la distribución de las masas de las estrellas en estas galaxias puede decirnos más acerca de su propia evolución y de la evolución del universo en general.

Zhang y su equipo desarrollaron una nueva técnica para medir la abundancia de diferentes tipos de monóxido de carbono en cuatro galaxias con estallidos de formación estelar muy lejanas y envueltas en polvo. Los isótopos utilizados en el estudio de ALMA, 13C y 18O, son estables y su abundancia aumenta continuamente durante la vida de una galaxia, siendo sintetizados por reacciones de fusión nuclear térmica dentro de las estrellas.

Observaron la proporción de dos tipos de monóxido de carbono que contenían isótopos diferentes: un isótopo estable de carbono puede tener 12 o 13 nucleones en su núcleo, y un isótopo estable del oxígeno puede tener 16, 17 o 18 nucleones.

Los isótopos de carbono y oxígeno tienen diferentes orígenes. El 18O se produce más en estrellas masivas, y el 13C se produce más en estrellas de masa baja e intermedia. Gracias a la nueva técnica, el equipo pudo observar a través del polvo de estas galaxias y evaluar por primera vez las masas de sus estrellas.

La masa de una estrella es el factor más importante para determinar cómo evolucionará. Las estrellas masivas brillan intensamente y tienen vidas cortas, y las menos masivas, como el Sol, brillan de forma más modesta durante miles de millones de años. Por tanto, para los astrónomos, conocer las proporciones de las estrellas de diferentes masas que se forman en las galaxias es la base para comprender la formación y evolución de las galaxias a lo largo de la historia del universo. A su vez, esto proporciona información crucial sobre los elementos químicos que formarán nuevas estrellas y planetas y, en última instancia, el número de semillas de agujeros negros que pueden fusionarse para formar los agujeros negros supermasivos que vemos en los centros de muchas galaxias.

La proporción de 18O y 13C resultó unas 10 veces mayor en estas galaxias starburst en el universo temprano que en galaxias como la Vía Láctea, lo que significa que hay una proporción mucho mayor de estrellas masivas en estas galaxias starburst.

El hallazgo de ALMA es consistente con otro descubrimiento en el universo local. Utilizando el VLT (Very Large Telescope) de ESO, un equipo dirigido por Fabian Schneider, de la Universidad de Oxford (Reino Unido), hizo mediciones espectroscópicas de 800 estrellas en la gigantesca región de formación estelar 30 Doradus, en la Gran Nube de Magallanes, con el fin de investigar la distribución general de las edades estelares y las masas iniciales.

Detectaron alrededor de un 30% más de lo esperado de estrellas con masas superiores a 30 veces la del Sol, y cerca de un 70% más de lo esperado con masas por encima de 60 masas solares. Estos resultados desafían el límite predicho anteriormente de 150 masas solares para la masa inicial máxima de las estrellas y sugieren incluso que las estrellas podrían haberse formado con masas iniciales de hasta 300 masas solares.

Estos hallazgos llevan a cuestionar nuestra comprensión de la historia cósmica. Los astrónomos que construyen modelos del universo deben volver a la casilla de salida, que ahora requerirá de mayor sofisticación.

Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1817es, 4 de junio de 2018




Burbuja de gas alrededor de estrella WOLF-RAYET

Imagen compuesta de la nebulosa NGC3199 que rodea la estrella WR18. El gas más caliente y difuso, que emite rayos-X en el interior de la burbuja de Wolf-Rayet, se muestra en color azul (centro e izquierda de la burbuja), mientras que el arco brillante y visible en la parte óptica del espectro (derecha) se ha coloreado en amarillo-verdoso (emisión de oxígeno) y rojo (emisión de azufre). Norte, arriba a la izquierda. Fuente: ESA

Esta turbulenta paleta cósmica de violetas y amarillos muestra una burbuja de gas denominada NGC 3199, producida por la estrella conocida como WR18 (Wolf-Rayet 18). Las estrellas de Wolf-Rayet son estrellas masivas, potentes y energéticas que están a punto de alcanzar el final de su vida. Inundan su alrededor con vientos densos, intensos y rápidos que empujan y barren el material existente, esculpiendo a su paso extrañas figuras. Estos vientos también pueden crear fuertes ondas de choque al colisionar con el medio interestelar, comparativamente más frío, calentando toda la materia cercana. Mediante este proceso, el material puede alcanzar temperaturas tan altas como para emitir rayos-X, un tipo de radiación que solo emiten los fenómenos de alta energía en el Universo.

Esto es lo que sucedió en el caso de NGC 3199. Aunque ya se ha visto en otras ocasiones este tipo de proceso, sigue siendo poco común: solo se han detectado otras tres burbujas de Wolf-Rayet que emitieran rayos-X (NGC 2359, NGC 6888 y S308). Se cree que WR18 es una estrella con vientos especialmente potentes; una vez que se acabe el material con que alimentar estos vientos, explotará violentamente en forma de supernova, finalizando su vida con una última y sobrecogedora explosión.

Esta imagen fue capturada por el instrumento EPIC (Cámara Europea de Imágenes de Fotones) del observatorio espacial de rayos-X XMM-Newton de la ESA, y en ella se han marcado con colores los distintos gases. El gas más caliente y difuso, que emite rayos-X en el interior de la burbuja de Wolf-Rayet, se muestra en color azul, mientras que un arco brillante y visible en la parte óptica del espectro se ha coloreado en amarillo-verdoso (emisión de oxígeno) y rojo (emisión de azufre).

Este arco inclinado hizo que los astrónomos identificaran anteriormente a WR18 como una estrella fugitiva que se desplazaba mucho más rápido de lo esperado en comparación con sus alrededores; sin embargo, estudios más recientes han mostrado que la emisión de rayos-X observada no sostiene esta idea. Antes bien, se cree que la forma de NGC 3199 se debe a variaciones en la composición química que rodea la burbuja y a la configuración inicial del medio interestelar que rodea a WR18.

Fuente:
Noticia de ESA, 11 junio 2018



Este artículo ha sido escrito por Juan Antonio Bernedo.