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.

Tabla periódica original de hace 150 años, con los «huecos» que Mendeleev dejó pensando que se descubrirían en el futuro. El recuadro punteado corresponde al elemento 43, el Tecnecio, que fue descubierto más tarde, en 1937. Fuente: Nature-Science History Institute

Hemos celebrado muchas buenas noticias astronómicas estos últimos meses:
La misión japonesa Hayabusa hizo el intento de recoger muestras realizando un contacto físico fugaz sobre con el asteroide Ryugu, aunque todavía no se ha confirmado si lo logró. Si salió bien, recibiremos en la Tierra las muestras, a finales de 2020.

Ligo duplicará sus capacidades de detección de ondas gravitacionales, mediante una nueva remodelación, para dentro de unos años convertirse en ALIGO+, que podrá detectar fusiones de estrellas de neutrones hasta a mil millones de años-luz.

En la búsqueda de la materia oscura, se va a hacer otro intento para descartar que se trate de un efecto de irregularidades en la estructura del espacio-tiempo (defectos topológicos). Para ello se creará una red de relojes atómicos muy precisos, distribuidos por tres continentes que deberían ser capaces de detectar pequeñas variaciones si existieran esas irregularidades.

Hace 150 años que Mendeleev propuso su esclarecedora tabla periódica de elementos químicos. Lo celebramos este año. Fue un gran avance en el conocimiento de cómo funcionan los átomos por dentro y que mucho más tarde vendría confirmado por el desarrollo de los modelos cuánticos atómicos.

Dramática pérdida de gas en la galaxia D100, por presión dinámica: Galaxias «medusa»

La larga cola roja adherida a esta galaxia está constituida principalmente por hidrógeno brillante arrancado sistemáticamente a medida que la galaxia se desplazaba a través del gas caliente ambiental de un cúmulo de galaxias. Concretamente, se trata de la galaxia espiral D100 y del cúmulo Coma. El gas más periférico, menos afectado gravitacionalmente, ya ha sido eliminado por esa presión dinámica. La cola de gas tiene unos 200.000 años-luz de longitud, contiene unas 400.000 veces la masa del Sol y en su interior se están formando estrellas. La galaxia D99, visible en la parte inferior izquierda de D100, aparece rojiza porque brilla, sobre todo, por la luz de estrellas rojas antiguas; las estrellas jóvenes azules ya no se pueden formar porque D99 ha sido despojada de su gas de formación estelar. La imagen en falso color es una composición mejorada digitalmente de fotografías del Hubble en órbita y del telescopio terrestre Subaru. Fuente: NASA, ESA, Hubble, Subaru Telescope, W. Cramer (Yale) et al., M. Yagi, J. DePasquale

Un nuevo estudio dirigido por astrónomos de la Universidad de Yale descubre una galaxia que se quedó sin gas debido a que se encuentra moviéndose cerca del centro de un cúmulo de galaxias cercano. El cúmulo circundante comienza a despojar el gas estelar de la galaxia, hasta que pierde sus brazos en espiral y se convierte en una reliquia muerta.

La galaxia, llamada D100, en el enorme cúmulo de galaxias Coma (a 330 millones de años-luz de la Tierra) sigue este proceso, que comenzó hace aproximadamente 300 millones de años. Las imágenes del Telescopio Espacial Hubble de la NASA permitieron a los investigadores ver el fenómeno con un detalle sin precedentes.

Esta galaxia se destaca como un ejemplo particularmente extremo de procesos comunes en grupos masivos, donde una galaxia pasa de ser una espiral saludable, repleta de formación de estrellas a ser una galaxia «roja y muerta». Los brazos en espiral desaparecen y la galaxia se queda sin gas y solo con estrellas viejas. Este fenómeno se conoce desde hace varias décadas, pero el telescopio Hubble proporciona la mejor imagen de galaxias que están experimentando este proceso.

El proceso, llamado «arrastre por presión dinámica (o de ariete)», ocurre cuando una galaxia cae hacia el centro denso de un cúmulo masivo de miles de galaxias. Durante su caída, la galaxia atraviesa el material intracumular que es aún más denso. Este material empuja el gas y el polvo (el combustible que produce las estrellas), lejos de la galaxia y produce temporalmente formas que recuerdan a medusas, por lo que son también llamadas galaxias-medusa. Al final del proceso, una vez que la galaxia pierde todo su gas, encuentra una muerte prematura porque ya no puede crear nuevas estrellas.

Este proceso violento de pérdida de gas ocurre en muchas galaxias. Pero la D100 es única, según los científicos por varios motivos. Su cola larga y delgada, por ejemplo, se extiende a casi 200.000 años-luz, aproximadamente la longitud de dos galaxias como la Vía Láctea. Además, la cola es estrecha, de tan solo 7.000 años-luz de ancho.

Las fuentes en la región de la cola de la D100 se han trazado sobre una imagen en escala de grises con filtro azul (470nm). En rojo, contornos suavizados de Hidrógeno. El rectángulo verde muestra el área de búsqueda. Las fuentes están numeradas, y las que están numeradas en azul tienen detecciones positivas en el filtro ultravioleta (275nm). Fuente: NASA, ESA, Hubble, Subaru Telescope, W. Cramer (Yale) et al., M. Yagi, J. DePasquale

La cola de polvo está notablemente bien definida, es recta y lisa, y tiene bordes claros. Esto es una sorpresa porque una cola como esta no se ve en la mayoría de las simulaciones por computadora. La mayoría de las galaxias que experimentan este proceso son más caóticas. Los bordes limpios y las estructuras filamentosas de la cola de polvo sugieren que los campos magnéticos desempeñan un papel prominente en la conformación de la cola. Las simulaciones por computadora muestran que los campos magnéticos forman filamentos en el gas de la cola. Sin campos magnéticos, la cola del gas tiende a ser más grumosa que filamentosa.

El telescopio Subaru en Hawai descubrió la larga y brillante cola de hidrógeno en 2007 durante un estudio de las galaxias del cúmulo de Coma. Pero los astrónomos necesitaron observaciones del Hubble para confirmar que el gas caliente era debido a formación estelar dentro de la cola de gas. Sin la sensibilidad y la resolución del Hubble, es difícil decir si la emisión de gas de hidrógeno incandescente proviene de las estrellas de la cola o si es solo del gas que se está calentando.

El objetivo principal de los investigadores era estudiar la formación de estrellas en la cola, formada por la pérdida de gas en curso del D100. Sin embargo, el Hubble no encontró tantas estrellas como esperaba el equipo, según la cantidad de gas de hidrógeno que contenía la cola. El grupo más brillante de estrellas jóvenes en el medio de la cola contiene al menos 200.000 estrellas.

Los datos del Hubble muestran que el proceso de arrastre de gas comenzó en las partes más externas de la D100 y se está moviendo hacia el centro. Sobre la base de las imágenes, el gas ha sido «limpiado» ya hasta la región central de la galaxia.

La imagen de la galaxia D99 (a la izquierda) que sufrió la misma pérdida violenta de gas, muestra el futuro que espera a la D100 dentro de unos pocos cientos de millones de años. Todo el gas de D99 fue empujado fuera de ella, hace entre 500 y 1000 millones de años, y su estructura en espiral se ha desvanecido.

Fuentes:
artículo en Arxiv, de Cornell University, 21 enero 2019
La imagen fue APOD el 28 de enero de 2019




Cuásares utilizados como «candelas estándar» aportan datos discrepantes de los de supernovas, que supondrían una mayor aceleración de la expansión del universo

Ilustración de la expansión del universo, representando cuásares utilizados como «candelas o velas estándar». Fuente: ESA

Mientras investigaba la historia de nuestro cosmos, observando una amplia muestra de galaxias activas distantes con XMM-Newton de la ESA, un equipo de astrónomos ha descubierto que la expansión del universo puede ir más allá de lo que predice el modelo estándar.

Según el principal escenario, nuestro universo apenas contiene un porcentaje mínimo de materia común. Una cuarta parte del cosmos consiste en materia oscura, que podemos “sentir” gravitacionalmente, pero no observar; el resto está formado por la misteriosa energía oscura responsable de la actual aceleración en la expansión del universo.

Este modelo se basa en un vasto conjunto de datos recopilados a lo largo de las últimas dos décadas, desde el fondo cósmico de microondas medido por la misión PLANCK de la ESA, hasta observaciones más “locales”. Estas últimas incluyen supernovas, cúmulos galácticos y la distorsión gravitacional que la materia oscura provoca en galaxias distantes, y permiten hacer un seguimiento de la expansión cósmica en épocas recientes de la historia del universo, remontándose hasta los últimos 9.000 millones de años.

Un nuevo estudio dirigido por Guido Risaliti, de la Universidad de Florencia (Italia), e Elisabeta Lusso, de la Universidad de Durham (Reino Unido), apunta a otro tipo de indicadores cósmicos, los cuásares, que ampliarían estas observaciones con datos de hasta hace 12.000 millones de años.

Los cuásares son núcleos galácticos en los que un agujero negro supermasivo absorbe toda la materia que se encuentra a su alrededor, mostrando un fuerte brillo en el espectro electromagnético. A medida que la materia cae en el agujero negro, forma un disco turbulento que emite radiación en luz visible y ultravioleta. Esta luz, a su vez, calienta los electrones cercanos, generando rayos X.

Hace tres años, los investigadores se dieron cuenta de que la relación bien conocida entre el brillo en ultravioleta y rayos X de los cuásares podía emplearse para calcular la distancia a esas fuentes, algo especialmente complicado en astronomía y, en consecuencia, para estudiar la historia de la expansión del universo. Las fuentes astronómicas cuyas propiedades nos permiten medir sus distancias se conocen como “candelas o velas estándar”.

La clase más conocida es la supernova de “tipo Ia”, que se produce cuando una enana blanca muere al rebasar el límite de acreción de material absorbido de su estrella compañera, generando una espectacular explosión de brillo predecible. Este brillo permite a los astrónomos deducir su distancia. A finales de la década de los noventa, la observación de este tipo de supernovas reveló que el universo llevaba varios miles de millones de años expandiéndose de forma acelerada.

El uso de los cuásares como velas estándar tiene un gran potencial, ya que pueden observarse a distancias mucho mayores que las supernovas de tipo Ia y, en consecuencia, pueden emplearse para estudiar épocas mucho más antiguas en la historia del cosmos.

Al disponer ahora de una muestra representativa de cuásares, los astrónomos han puesto este método en práctica, y los resultados son, cuando menos, curiosos.

Buceando en el archivo de XMM-Newton, recopilaron datos de rayos X de más de 7.000 cuásares y los combinaron con observaciones en el ultravioleta procedentes del proyecto SDSS (Sloan Digital Sky Survey). También utilizaron un nuevo conjunto de datos obtenidos específicamente con XMM-Newton en 2017 para estudiar cuásares muy lejanos, observando cómo eran cuando el universo apenas tenía 2.000 millones de años. Por último, complementaron los datos con un pequeño número de cuásares aún más distantes y otros relativamente cercanos, estudiados con los observatorios de rayos X Chandra y Swift, de la NASA.

Esta muestra tan amplia ha permitido profundizar en la relación entre las emisiones de rayos X y ultravioletas de los cuásares, hasta permitir perfeccionar la técnica para estimar su distancia.

Las nuevas observaciones de XMM-Newton de cuásares distantes son de tal calidad que el equipo llegó a identificar dos grupos diferenciados: el 70 % de las fuentes presenta un gran brillo en rayos X de baja energía, mientras que el 30 % restante emite cantidades menores de rayos X a energías más elevadas. Para continuar con el análisis, se ciñeron al primer grupo de fuentes, en las que la relación entre las emisiones de rayos X y ultravioletas es más clara.

Tras escudriñar los datos y reducir la muestra a unos 1.600 cuásares, los astrónomos se quedaron con las mejores observaciones, lo que les permitió obtener cálculos precisos de su distancia y utilizarlas para investigar la expansión del universo.

Gráfico que muestra las medidas de la distancia a los objetos astronómicos, como las supernovas de tipo Ia (símbolos cian) y los quásares (símbolos amarillo, rojo y azul) que se pueden usar para estudiar la historia de expansión del universo. Los puntos amarillos componen la muestra completa de unos 1600 quásares que se utilizaron en el estudio. Los datos de rayos X se recuperaron en gran parte del archivo XMM-Newton de la ESA; Un nuevo conjunto de datos, especialmente obtenidos con XMM-Newton en 2017 para observar los quásares muy lejanos, se muestran en símbolos azules. El equipo utilizó datos adicionales de rayos X para un pequeño número de quásares aún más distantes y para algunos relativamente cercanos, observados con los observatorios de rayos X Chandra y Swift de la NASA, respectivamente, mientras que las observaciones ultravioleta se obtuvieron con el Sloan Digital Sky Survey, desde tierra. La combinación de la muestra de cuásar, que abarca casi 12.000 millones de años de historia cósmica, con la muestra más local de supernovas de tipo Ia, que cubren solo los últimos 8.000 millones de años, produce resultados similares en las épocas superpuestas. Sin embargo, en las fases anteriores que solo se pueden sondear con cuásares, los astrónomos encontraron una discrepancia entre la evolución observada del universo (curva negra) y la predicción basada en el modelo cosmológico estándar utilizando solo datos locales (curva magenta). Fuente: Elisabeta Lusso y Guido Risaliti (2019)

Cuando combinaron la muestra de cuásares, que abarca casi 12.000 millones de historia del cosmos, con la muestra más local de supernovas de tipo Ia, que se limitan a los últimos 8.000 millones de años, encontraron resultados similares cuando se solapan las épocas.

Sin embargo, en las fases más tempranas, que solo pudieron estudiar mediante cuásares, encontraron una discrepancia entre la evolución observada del universo y lo que podríamos predecir basándose en el modelo cosmológico estándar. Esta posible «discrepancia» en el modelo estándar, podría precisar de parámetros adicionales para reconciliar los datos con la teoría.

Una de las soluciones posibles sería invocar una energía oscura en evolución, cuya densidad aumentaría con el tiempo.

Da la casualidad de que este modelo también resolvería otra tensión que últimamente traía de cabeza a los cosmólogos, relacionada con la constante de Hubble (la velocidad actual de la expansión cósmica). Esta discrepancia se detectó entre estimaciones de la constante de Hubble en el universo local, basadas en datos de supernovas y, de forma independiente, en los de cúmulos de galaxias, y aquellas basadas en observaciones de Planck del fondo cósmico de microondas en el universo temprano.

Este modelo solucionaría dos problemas a la vez, pero es sólo una hipótesis, ya que hay que estudiar muchos más modelos antes de dar por resuelto este enigma cósmico.

El equipo está deseando observar aún más cuásares para seguir mejorando los resultados. También confía en las claves que aportará la misión Euclid de la ESA, cuyo lanzamiento está previsto para 2022. Esta misión explorará los últimos 10.000 millones de años de expansión cósmica e investigará la naturaleza de la energía oscura.

El artículo «Cosmological constraints from the Hubble diagram of quasars at high redshifts» de G. Risaliti y E. Lusso, está publicado en Nature https://www.nature.com/articles/s41550-018-0657-z

Fuente: Noticia de ESA, 30 enero 2019




ALMA detecta fuertescampos magnéticos en chorro de protoestrella

Detección de polarización lineal de SiO con ALMA en el chorro HH 211. Arriba: imagen compuesta del chorro HH 211 y el flujo que lo rodea. Las imágenes muestran el lado del chorro que se acerca a nosotros, en azul (izquierda) y el que se aleja, en rojo (derecha), en SiO. La imagen gris muestra el chorro en H2. Abajo: acercamiento a la parte interna del chorro, a 700 UA de la protoestrella central. La imagen naranja muestra el disco de acreción detectado recientemente con ALMA. Las líneas amarillas muestran las orientaciones de la polarización lineal de SiO en el chorro. En la esquina inferior derecha se muestra un sistema solar a escala como comparación. Fuente: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/Lee et al.

Un equipo internacional de investigación encabezado por Chin-Fei Lee, del Instituto de Astronomía y Astrofísica Academia China (ASIAA), realizó observaciones con el Atacama Large Millimeter/ submillimeter Array(ALMA) que confirmaron la presencia de campos magnéticos en el chorro de una protoestrella (una estrella en etapa de formación). Se cree que el chorro desempeña un importante papel en los procesos de formación estelar al permitir que la protoestrella acumule masa proveniente de un disco de acreción quitándole impulso angular. Es un fenómeno altamente supersónico y colimado que, según las predicciones teóricas, sería lanzado y colimado por los campos magnéticos. El hallazgo avala estas predicciones y confirma la función del chorro en el proceso de formación estelar.

Si bien hacía tiempo que se había postulado que el chorro protoestelar tenía campos magnéticos, nadie estaba seguro de ello. Gracias a la alta sensibilidad de ALMA, finalmente se confirmó la presencia de campos magnéticos en un chorro a partir de la detección de polarización lineal molecular. Lo más interesante es que los campos magnéticos del chorro podrían ser helicoidales, al igual que los chorros de los núcleos galácticos activos. Quizás sea el mismo mecanismo el responsable de emitir y colimar tanto los chorros protoestelares como los de los núcleos galácticos activos.

La polarización detectada proviene de una línea molecular de monóxido de silicio (SiO) en presencia de campos magnéticos. La emisión polarizada del chorro es tan débil que no se logró detectarla con el Submillimeter Array (SMA, en Mauna Kea, Hawái), pero sí finalmente con ALMA.

HH 211 es un chorro bien definido de uno de los sistemas protoestelares más jóvenes de la constelación de Perseo, situada a unos 1.000 años-luz de nosotros. La protoestrella del centro tiene cerca de 10.000 años (cerca de 2 millonésimas partes de la edad de nuestro Sol) y unas 0,05 masas solares. El chorro es rico en gas molecular SiO y provoca un espectacular flujo molecular a su alrededor.

Posibles campos magnéticos helicoidales en el chorro HH 211. Las imágenes en azul (izquierda) y en rojo (derecha) muestran los lados del chorro interno que presentan desplazamiento al azul y desplazamiento al rojo. Las líneas helicoidales verdes representan la posible morfología del campo magnético del chorro. En la esquina inferior derecha se muestra un sistema solar a escala como comparación. Créditos: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/Lee et al.

Con ALMA, los investigadores hicieron un acercamiento de la parte interna del chorro, a 700 UA de la protoestrella central, donde se observa la mayor emisión de SiO. Allí, se detectó una polarización lineal de SiO hacia el lado del chorro que se nos acerca. La polarización tiene una fracción de un 1,5 % aproximadamente y una orientación a grandes rasgos alineada con el eje del chorro. La polarización lineal se debe al efecto Goldreich-Kylafis, que confirma la presencia de campos magnéticos en el chorro. La orientación de los campos magnéticos podría ser tanto toroidal como poloidal. De acuerdo con los modelos actuales de chorros, para colimar el chorro los campos magnéticos deberían ser helicoidales, pero toroidales donde haya polarización. Se propondrán observaciones adicionales para detectar la polarización lineal en el lado del chorro que se aleja (en rojo) y determinar si la polarización presenta una morfología uniforme. Asimismo, se observarán líneas de SiO adicionales para confirmar la morfología del campo magnético.

Esta observación abre nuevas posibilidades para detectar y caracterizar campos magnéticos en chorros protoestelares mediante la obtención de imágenes de alta resolución y alta sensibilidad con ALMA y, de esa forma, afinar las teorías sobre la formación de chorros y nuestra comprensión del proceso de alimentación de la zona interna de las estrellas en formación.

El artículo original fue publicado en Nature Communications, volume 9, Article number: 4636 (2018)

Fuente:
Artículo científico de ESO-ALMA, 28 noviembre, 2018




R AQUARII, estrella doble simbiótica, en detalle

La imagen más nítida de R Aquarii jamás obtenida. Fuente: ESO

Durante las pruebas de un nuevo subsistema de SPHERE, un instrumento buscador de planetas instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, un equipo de astrónomos ha captado impresionantes detalles de la turbulenta relación estelar de la binaria R Aquarii con una claridad sin precedentes, incluso superior a imágenes obtenidas con el Hubble.

Esta espectacular imagen, mostrada en la Semana de R Aquarii de ESO, muestra detalles íntimos del impresionante dúo estelar que componen el sistema binario de estrellas R Aquarii. Aunque la mayoría de estrellas binarias están limitadas a bailar un elegante vals debido a la gravedad, la relación entre las estrellas de R Aquarii es mucho menos tranquila. A pesar de su diminuto tamaño, la menor de las dos estrellas de esta pareja está constantemente robando material a su compañera moribunda, una gigante roja.

Años de observación han descubierto la peculiar historia que hay detrás de la estrella binaria R Aquarii, visible en el centro de esta imagen. La más grande de las dos estrellas, la gigante roja, es un tipo de estrella conocida como una variable Mira. Al final de su vida, estas estrellas comienzan a pulsar, haciéndose 1000 veces más brillantes que el Sol a medida que sus capas exteriores se expanden y son lanzadas hacia el vacío interestelar.

De por sí, la agonía de esta gran estrella ya es impactante, pero la influencia de la estrella compañera enana blanca transforma este curioso evento astronómico en un siniestro espectáculo cósmico. La enana blanca (que es más pequeña, más densa y mucho más caliente que la gigante roja) arranca material de las capas externas de su compañera de mayor tamaño. Los chorros de material estelar desechados por esta gigante que agoniza pueden verse en la imagen siendo lanzados hacia el exterior de R Aquarii.

En ocasiones, la enana blanca recoge el material suficiente en su superficie como para desencadenar una explosión termonuclear nova, un evento titánico que arroja una gran cantidad de materia en el espacio. En esta imagen, los restos de estos eventos nova pueden verse en la tenue nebulosa de gas que emana de R Aquarii.

R Aquarii se encuentra a sólo 650 años-luz de la Tierra y es una de las estrellas binarias simbióticas más cercana a la Tierra. Como tal, esta intrigante binaria ha recibido especial atención por parte de los astrónomos durante décadas. La imagen muestra las capacidades de ZIMPOL (Zurich IMaging POLarimeter), un componente del instrumento buscador de planetas SPHERE. Los resultados superaron a las observaciones hechas desde el espacio, ya que la imagen mostrada aquí es aún más nítida que las observaciones del Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA.

SPHERE se ha desarrollado a lo largo de años de estudios y construcción para centrarse en una de las áreas más desafiantes e interesantes de la astronomía: la búsqueda de exoplanetas. Utilizando un avanzado sistema de óptica adaptativa e instrumentos especializados como ZIMPOL, SPHERE puede lograr la difícil hazaña de hacer imagen directa de exoplanetas. Sin embargo, las capacidades de SPHERE no se limitan a la caza de los esquivos exoplanetas. El instrumento también puede ser utilizado para el estudio de una amplia variedad de fuentes astronómicas, como en este caso.

Fuente:
Fotonoticia de ESO: eso1840es, 12 de diciembre de 2018




Deriva rápida del polo magnético terrestre

El polo magnético se dirige desde Canadá hacia Siberia, y ha cruzado recientemente la Línea Internacional de Cambio de Fecha. Su rápido movimiento, sumado a otros cambios en el campo magnético terrestre han forzado a los científicos a revisar sus modelos de navegación magnética. Fuente: World Data Center for Geomagnetism/Kioto Univ.

Algo extraño está sucediendo en la cima del mundo. El polo magnético norte de la Tierra se ha estado alejando de Canadá y emigrando hacia Siberia, impulsado por el hierro líquido que se extiende dentro del núcleo del planeta. El polo magnético se está moviendo tan rápido que ha forzado a los expertos en geomagnetismo del mundo a tomar una iniciativa inusual.

El 15 de enero, han comenzado a actualizar el Modelo Magnético Mundial, que describe el campo magnético del planeta y subyace a toda la navegación moderna, desde los sistemas que dirigen los barcos en el mar hasta Google Maps en los teléfonos inteligentes.

La versión más reciente del modelo salió en 2015 y se suponía que duraría hasta 2020, pero el campo magnético está cambiando tan rápidamente que los investigadores tienen que arreglar el modelo ahora.

El problema se encuentra en parte, en el movimiento continuo del polo y en parte con otros cambios en las profundidades del planeta. La agitación líquida en el núcleo de la Tierra genera la mayor parte del campo magnético, que varía con el tiempo a medida que cambian los flujos profundos. En 2016, por ejemplo, parte del campo magnético se aceleró temporalmente en las profundidades del norte de Sudamérica y el Océano Pacífico oriental. Satélites como la misión SWARM de la Agencia Espacial Europea detectaron el cambio.

A principios de 2018, el Modelo Magnético Mundial ya presentaba problemas. Investigadores de la NOAA y el British Geological Survey en Edimburgo habían estado haciendo su verificación anual de cómo el modelo estaba reflejando todas las variaciones en el campo magnético de la Tierra. Se dieron cuenta de que era tan inexacto que estaba a punto de exceder el límite aceptable para los errores de navegación. Una reunión de la American Geophysical Union en Washington DC en diciembre 2018, aportó dos motivos:

Primero, el pulso geomagnético de 2016 debajo de América del Sur llegó en el peor momento posible, justo después de la actualización de 2015 del Modelo Mundial Magnético. Esto significaba que el campo magnético se había sacudido justo después de la última actualización, en una forma que los planificadores no habían anticipado.

Segundo, el movimiento del polo norte magnético empeoró el problema. El polo vaga en formas impredecibles que han fascinado a los exploradores y científicos desde que James Clark Ross lo midió por primera vez en 1831 en el Ártico canadiense. A mediados de la década de 1990, aumentó su velocidad, desde alrededor de 15 kilómetros por año hasta alrededor de 55 kilómetros por año. En 2001, había entrado en el Océano Ártico, donde, en 2007, un equipo que incluía a Chulliat aterrizó un avión en el hielo marino en un intento por localizar el polo.

En 2018, el polo cruzó la línea de cambio de fecha internacional hacia el hemisferio oriental. Actualmente está en línea recta hacia Siberia.

La geometría del campo magnético de la Tierra magnifica los errores del modelo en lugares donde el campo está cambiando rápidamente, como el Polo Norte. Para arreglar el Modelo Magnético Mundial, se recogieron tres años de datos recientes, incluyendo el pulso geomagnético de 2016. La nueva versión debería ser precisa, dice, hasta la próxima actualización programada oficialmente en 2020.

Mientras tanto, los científicos están trabajando para comprender por qué el campo magnético está cambiando tan dramáticamente. Los pulsos geomagnéticos, como el que ocurrió en 2016, se remontan a ondas «hidromagnéticas» que surgen desde lo más profundo del núcleo. Y el movimiento rápido del polo magnético norte podría vincularse a un chorro de hierro líquido a alta velocidad debajo de Canadá.

La corriente parece estar distorsionando y debilitando el campo magnético debajo de Canadá y eso significa que Canadá está perdiendo esencialmente una lucha magnética con Siberia. La ubicación del polo magnético norte parece estar gobernada por dos parches de campo magnético a gran escala, uno debajo de Canadá y otro debajo de Siberia. El parche siberiano está ganando la competición.

Queda mucha tarea que los geomagnetistas del mundo tienen que realizar para desentrañar el misterio lo antes posible.

Fuente:
Nature News 565, 143-144, 9 enero 2019




Pilar de luz lunar en la Antártida

La fotografía captura una bella escena de la Antártida, en el Polo Sur, cuyo clima frío y seco permite observar varios fenómenos celestes poco comunes difíciles de ver desde otros lugares. La imagen que Daniel Michalik (ESA), capturó aquí ilustra uno de estos fenómenos: un pilar de luz. Fuente: ESA

La Luna ilumina una columna de luz brillante que llega hasta el suelo helado, como si fuera un espectacular foco apuntando hacia la Tierra. El efecto se debe a la luz reflejada y refractada en los cristales de hielo suspendidos en la atmósfera de nuestro planeta, que produce un resplandor difuso y misterioso. Los cristales de hielo atmosférico son responsables de un buen número de fenómenos que encuentran su más bella expresión en el Polo Sur, incluidos halos y arcos (anillos brillantes que rodean el Sol o la Luna en el firmamento), así como parhelios y paraselenes (puntos de luz circulares y brillantes que, en ocasiones, aparecen en estos halos que rodean el Sol o la Luna).

Por encima y a la izquierda de la Luna, también podemos ver Júpiter. La fotografía consta de una única exposición prologada con un contraste bajo y ajustes de exposición, y fue tomada a -60 °C.

Daniel Michalik pasó el invierno de 2017 en el polo sur geográfico, trabajando en el Telescopio Polo Sur (SPT), una gran antena de radio de 10 metros que aparece en el extremo izquierdo de la imagen. Las otras dos antenas son BICEP2 (el segundo telescopio para la polarización extragaláctica del fondo cósmico), y el conjunto Keck. Estos telescopios están estudiando los albores del cosmos. Se hallan en el sector oscuro de la Estación Amundsen-Scott del Polo Sur, donde las fuentes de interferencia electromagnética que podrían afectar a las observaciones se mantienen lo más bajas posible. Esto significa que, entre otras cosas, no hay wifi, ni contacto por radio, ni luces brillantes.

En la fotografía se puede apreciar una fila de banderines que van desde el emplazamiento de la cámara hacia los telescopios: estas marcas ayudan a que los astrónomos y el personal no se pierdan durante los cinco meses de continua oscuridad invernal. Esta fotografía consiguió el primer premio en la categoría de Astronomía de la Royal Society, de 2017.

Fuente:
Fotonoticia de ESA, 21 enero 2019


Titán en el infrarrojo

Titán, en el infrarrojo. Fuente: NASA/JPL-Caltech/University of Nantes/University of Arizona

La luna de Saturno, Titán, se halla envuelta en una densa atmósfera, pero en este mosaico global podemos ver las innumerables formaciones de su superficie gracias al instrumento de infrarrojos de la misión internacional Cassini.

Observar en luz visible la superficie de Titán no es fácil, debido a la calima que envuelve esta luna de Saturno. El 14 de enero de 2005, la sonda Huygens de la ESA, que había llegado a Titán a bordo de la misión Cassini, reveló lo que ocultaba su densa atmósfera al efectuar el primer aterrizaje con éxito en un mundo del Sistema Solar exterior. Durante las dos horas y media que duró su descenso en paracaídas, se pudieron ver a través de la neblina formaciones muy similares a los sistemas fluviales y costeros de la Tierra. Pero en lugar de agua, el líquido que fluye por Titán, con temperaturas superficiales de unos –180 ºC, es metano, un compuesto orgánico simple que también contribuye al oscurecimiento de su atmósfera.

Gracias a Cassini, que estudió Saturno y sus anillos durante trece años, Titán ha sido ampliamente cartografiado y analizado. Uno de los resultados es esta espectacular secuencia de imágenes creada con datos obtenidos por el Espectrómetro para Cartografía Visual e Infrarroja de Cassini (VIMS), cuyas observaciones en el infrarrojo atravesaron la atmósfera de Titán y complementaron las vistas obtenidas por Huygens durante el descenso y en superficie. Los mapas combinan datos de multitud de observaciones efectuadas en distintas condiciones de iluminación y visibilidad a lo largo de la misión, unidas en un mosaico para lograr la mejor representación de esta luna saturnina hasta la fecha.

Los colores reflejan las variaciones en los materiales de la superficie lunar. Por ejemplo, los campos de dunas de su ecuador aparecen en color marrón, mientras que los tonos azulados y violeta pueden indicar materiales enriquecidos en hielo de agua. La misión Cassini es un proyecto cooperativo de la NASA, la ESA y la agencia espacial italiana ASI. La misión concluyó en septiembre de 2017.

Fuente:
Fotonoticia de ESA, 14 enero 2019




Un resto de supernova en varias longitudes de onda

Resto de supernova en varias longitudes de onda: en el infrarrojo y en rayos X, recopilados por tres observatorios espaciales y observaciones de radio obtenidas desde la Tierra. Los datos de Herschel, que en esta vista aparecen con tonos verdosos y corresponden a una longitud de onda de infrarrojos de 70 micras, fueron fundamentales para que los astrónomos pudieran detectar sílice en la polvorienta envoltura de este resto de supernova, junto con las observaciones en el infrarrojo medio del telescopio espacial Spitzer de la NASA, con longitudes de 24 micras y que se muestran en azul. Los datos de radio, obtenidos por el Karl G. Jansky Very Large Array de Nuevo México (Estados Unidos), están representados en rojo, mientras que los tonos de amarillo corresponden a los datos de rayos X del observatorio Chandra de la NASA. Fuente: NASA/JPL-Caltech/CXC/ESA/NRAO/J. Rho (SETI Institute)

Esta imagen, que incluye datos del observatorio espacial Herschel de la ESA, muestra los restos de una explosión de tipo estelar. El objeto de la imagen, denominado G54.1+0.3, es un resto de supernova, lo que queda de una estrella masiva que murió de manera violenta. Se halla a unos 20.000 años-luz de distancia, en la constelación boreal de Sagitta (la Flecha).

Cuando la estrella se quedó sin combustible, expulsó sus capas exteriores en una potente explosión, al tiempo que su núcleo colapsó debido a la gravedad para dar lugar a una densísima estrella de neutrones. Los restos de esta particular explosión constituyen un púlsar, una estrella de neutrones que rota a gran velocidad y brilla con fuerza en las secciones de ondas de radio y rayos X del espectro electromagnético.

Además del resto estelar, llaman la atención el polvo y el gas que lo envuelven. De acuerdo con un estudio reciente de J. Rho y otros, estas capas contienen sílice (dióxido de silicio, o SiO2), uno de los principales componentes de numerosas rocas en nuestro planeta, y que suma el 60 % de la corteza terrestre. Este estudio es el primero en mostrar que este ingrediente común en materiales cotidianos, como la arena o el vidrio, se puede formar durante supernovas.

Herschel, que estuvo operativo entre 2009 y 2013, dejó un legado de valiosos datos que cada año siguen produciendo multitud de resultados científicos. El estudio del resto de supernova G54.1+0,3 se basa en datos de archivo de uno de los programas clave del observatorio: Hi-GAL, el estudio del Plano Galáctico realizado por Herschel en el infrarrojo.

Fuente:
Fotonoticia de ESA, 8 enero 2019




Como canicas azules

Situados más allá de Júpiter y Saturno en nuestro Sistema Solar, estos dos planetas solo han sido visitados una vez, y por poco tiempo. La sonda Voyager 2 de la NASA sobrevoló Urano en 1986 y Neptuno en 1989, capturando los únicos primeros planos detallados que tenemos de estos mundos lejanos.

Las primeras imágenes de Neptuno revelaron un planeta con una atmósfera dinámica, que incluía dos misteriosos vórtices oscuros. En cambio, Urano parecía no presentar formación alguna. En cualquier caso, se trataba de instantáneas, incapaces de capturar los cambios en la atmósfera de estos planetas.

Todo cambió con el telescopio espacial Hubble, que con una frecuencia más o menos anual ha ido siguiendo la evolución de estos distantes planetas a medida que experimentaban los dilatados cambios estacionales debidos a sus órbitas, de décadas de duración; efectivamente, un año de Urano equivale a 84 de nuestros años, mientras que Neptuno tarda 165 años terrestres en dar una vuelta al Sol. En la imagen vemos el último par de imágenes de Hubble, que muestran al planeta Urano (izquierda) lleno de actividad y a Neptuno (derecha) con una nueva tormenta oscura.

La imagen de Urano destaca por el gigantesco y brillante casquete que se extiende por el polo norte. Este, que podría deberse a los cambios estacionales en el flujo atmosférico, resulta mucho más prominente que en observaciones anteriores realizadas durante el sobrevuelo de la Voyager 2, cuando el planeta, en pleno invierno, parecía tranquilo.

Los científicos creen que esta formación es el resultado de la extraordinaria rotación de Urano. A diferencia del resto de los planetas del Sistema Solar, el eje de Urano está prácticamente horizontal. Esta inclinación extrema hace que, durante el verano planetario, la luz del Sol incida casi de pleno sobre su polo norte y nunca se ponga. El planeta ahora está acercándose a la mitad de su verano, que dura 21 años, por lo que la región polar es cada vez más prominente.

Cerca del límite del casquete polar se halla una gran nube de hielo de metano, mientras que otra nube más estrecha envuelve el planeta al norte de su ecuador. Se desconoce por qué estas bandas son tan estrechas, ya que tanto Urano como Neptuno cuentan con fuertes vientos de gran extensión que soplan hacia el oeste.

Las últimas imágenes muestran que Neptuno presenta una nueva tormenta oscura de casi 11.000 km de diámetro, lo que equivaldría a la distancia de Lisboa (Portugal) a Tokio (Japón). Está acompañada de brillantes nubes “compañeras” blancas, formadas cuando el flujo de aire ambiental se ve perturbado y desviado hacia arriba por encima del vórtice oscuro, haciendo que los gases se congelen y formen cristales de hielo de metano. Al igual que la Gran Mancha Roja de Júpiter, los vórtices oscuros giran en sentido anticiclónico y parecen absorber material procedente de niveles más bajos de la atmósfera de este planeta helado.

Tanto Urano como Neptuno forman parte de los denominados “gigantes de hielo”, diferenciándose así de los gigantes gaseosos, como Júpiter y Saturno. No tienen una superficie sólida, sino que cuentan con capas de hidrógeno y helio que rodean un interior rico en agua, que a su vez podría envolver un núcleo rocoso. El metano de la atmósfera absorbe la luz roja, a la vez que permite que la luz verdeazulada se disperse al espacio, lo que confiere a estos planetas su característico color cian.

El análisis de estos planetas ayudará a los científicos a comprender mejor las diferencias y semejanzas de los planetas de nuestro Sistema Solar, así como de los miles de exoplanetas descubiertos en otros sistemas, la mayoría de los cuales tienen tamaños similares a los de Neptuno y Urano.

De hecho, la próxima misión exoplanetaria de la ESA, Cheops, se dedicará a analizar estrellas que se sabe que albergan planetas con tamaños entre la Tierra y Urano/Neptuno, para ofrecer una primera caracterización de la naturaleza de estos mundos extraños.

Gracias a la alineación favorable de Júpiter, que permitirán efectuar maniobras de asistencia gravitacional a finales de la década de 2020 y comienzos de la década de 2030, la NASA y la ESA también han estado estudiando proyectos para enviar una misión a los gigantes de hielo y conocer mejor esta categoría de planetas.

Las imágenes fueron capturadas a finales de 2018 dentro del programa Legado de Atmósferas de los Planetas Exteriores (OPAL) y se publicaron por primera vez el 7 de febrero de 2019.

Fuente:
Fotonoticia de ESA, 18 febrero 2019




ESO instalará en Paranal el conjunto «CHERENKOV-SUR» de rayos gamma

En diciembre de 2018 se firmaron los acuerdos necesarios para que el conjunto del hemisferio sur del CTA se instale cerca de Observatorio Paranal de ESO, en Chile. Esto permitirá que el observatorio de rayos gamma más ambicioso del mundo pueda acceder, no sólo a las condiciones de observación prístinas de Chile, sino también a las avanzadas infraestructuras, experiencia y servicios de ESO.

El conjunto CTA (Cherenkov Telescope Array) es un instrumento terrestre de nueva generación diseñado para detectar rayos gamma de muy alta energía, con telescopios en los hemisferios norte y sur. Los rayos gamma son radiación electromagnética de muy alta energía emitida por los objetos más calientes y extremos del universo: los agujeros negros supermasivos, las supernovas y tal vez incluso restos del Big Bang.

Con los acuerdos firmados, el CTAO podrá comenzar a construirse en su ubicación del hemisferio sur. El Instituto de Astrofísica de Canarias albergará la sede del conjunto norte del CTA en el Observatorio del Roque de los Muchachos, en la isla de La Palma (España). Se espera que la construcción de ambos conjuntos de telescopios, tanto en el norte como en el sur, comience en el año 2020.

La ubicación austral del CTA está a tan solo 11 kilómetros al sudeste de la ubicación del VLT (Very Large Telescope), en el Observatorio Paranal de ESO, en el desierto de Atacama, y a solo 16 kilómetros del lugar de construcción del próximo ELT (Extremely Large Telescope). Esta es una de las regiones más secas y aisladas en la tierra, un paraíso astronómico. Además de las condiciones ideales para la observación durante todo el año, instalar el CTA en el Observatorio Paranal le proporciona las ventajas de poder aprovechar la infraestructura de ESO.

Los conjuntos de telescopios Cherenkov que existen actualmente, sensibles a los rayos gamma de muy alta energía, consisten en un pequeño número de telescopios individuales, pero el CTA, con un área colectora más grande y una excelente resolución angular, será el conjunto más grande y más sensible de telescopios de rayos gamma del mundo. Detectará los rayos gamma con una precisión sin precedentes y será diez veces más sensible que cualquiera de sus predecesores.

Aunque la atmósfera terrestre impide que los rayos gamma lleguen a la superficie, los espejos y cámaras de alta velocidad del CTA captarán los breves flashes azules de la misteriosa radiación de Cherenkov, producida cuando los rayos gamma interaccionan con la atmósfera de la Tierra. Localizar la fuente de esta radiación permitirá trazar el origen cósmico de cada rayo gamma.

El alcance científico de CTA es muy amplio: desde entender el papel de las partículas cósmicas relativistas hasta la búsqueda de materia oscura. CTA explorará el universo extremo, sondeando entornos que van desde las inmediaciones de los agujeros negros a los vacíos cósmicos en las escalas más grandes. Incluso puede llevarnos a una nueva física que estudie la naturaleza de la materia y las fuerzas más allá del modelo estándar.

CTA operará desde dos ubicaciones, una en cada hemisferio, lo que le permite maximizar su cobertura del cielo nocturno. Cuando se complete la construcción, el CTAO estará formado por más de una docena de antenas en el hemisferio norte, ubicadas en el Observatorio del Roque de los Muchachos del Instituto de Astrofísica de Canarias, en la isla de La Palma (Islas Canarias) y 99 antenas en el del hemisferio sur.

Más de 1.400 científicos e ingenieros de países de los cinco continentes participan en el desarrollo científico y técnico del CTA. Los socios de la entidad jurídica actual, CTAO gGmbH, son los representantes de los ministerios y organismos de financiación de Alemania, Australia, Austria, Eslovenia, España, Francia, Italia, Japón, Países Bajos, Reino Unido, República Checa, Sudáfrica y Suiza. Actualmente se está preparando la creación de un Consorcio Europeo de Infraestructuras de Investigación (European Research Infrastructure Consortium) (ERIC CTAO), que construirá el inmenso observatorio. El ERIC estará compuesto por los estados miembros y por los países asociados del CTAO.

Fuente:
Comunicado institucional eso1841es, 20 de Diciembre de 2018




El origen de la luna de Neptuno «HYPPOCAMP»

Ilustración de Hippocamp, la pequeña luna de Neptuno. Fuente: ESA/Hubble, NASA, L. Calçada

Un equipo de astrónomos, dirigido por Mark Showalter del Instituto SETI, ha utilizado el Telescopio Espacial Hubble de la NASA / ESA para estudiar el origen de la luna más pequeña conocida que orbita el planeta Neptuno, descubierta en 2013.

No es lógico que una luna tan pequeña se encuentre justo al lado de la luna interior más grande de Neptuno. La pequeña luna, con un diámetro estimado de solo unos 34 km, fue nombrada Hippocamp (Hipocampo) y es probable que sea un fragmento de Proteus, la segunda luna más grande de Neptuno y la más externa de las lunas internas. Hippocamp, anteriormente conocido como S/2004N1, lleva el nombre de las criaturas marinas del mismo nombre, de la mitología griega y romana. Las reglas de la Unión Astronómica Internacional requieren que las lunas de Neptuno tengan nombres de mitología griega y romana del mundo submarino.

Las órbitas de Proteus y su pequeño vecino son increíblemente cercanas, con solo 12.000 km de distancia. Por lo general, si dos satélites de tamaños tan diferentes coexistieran en una proximidad tan extremada, el más grande habría expulsado al más pequeño de la órbita o el más pequeño acabaría chocando con el más grande.

En cambio, parece que hace miles de millones de años una colisión de un cometa fragmentó un trozo de Proteus. Las imágenes de la sonda Voyager 2 de 1989 muestran un gran cráter de impacto en Proteus, casi lo suficientemente grande como para haber destrozado la luna. En 1989, se pensaba que el cráter era el final de la historia, pero ahora, con el Hubble, se ha podido descubrir que un pedacito de Proteus se quedó atrás y lo vemos hoy como Hippocamp.

Hippocamp es solo el resultado más reciente de la turbulenta y violenta historia del sistema de satélites de Neptuno. El propio Proteus se formó hace miles de millones de años después de un evento catastrófico que involucró a los satélites de Neptuno. El planeta capturó un enorme cuerpo del cinturón de Kuiper, ahora conocido como la luna más grande de Neptuno, Tritón. La repentina presencia de un objeto tan masivo en órbita desgarró a todos los otros satélites en órbita en ese momento. Los escombros de las lunas destrozadas se unieron nuevamente en la segunda generación de satélites naturales que vemos hoy.

El posterior bombardeo de cometas llevó al nacimiento de Hippocamp, que por lo tanto puede considerarse un satélite de tercera generación. Sobre la base de estimaciones de las poblaciones de cometas, sabemos que otras lunas en el Sistema Solar exterior han sido golpeadas por cometas, destrozadas y reconstruidas varias veces. Este par de satélites proporciona una ilustración dramática de que las lunas a veces son fragmentadas por cometas.

Fuente:
Noticia de NASA/ESA- Hubble, 22 febrero de 2019.




Cauces de agua en Marte

Vista en perspectiva de una antigua red de valles fluviales en Marte, en sus coordenadas 66°E/17°S, donde se aprecia un sistema ramificado de canales y valles secos, huellas de antiguos cauces que dan testimonio del pasado más cálido y húmedo del Planeta Rojo. Fuente: ESA/DLR/FU Berlin

Aunque hoy en día Marte es un planeta frío y árido, numerosas pruebas evidencian que no siempre fue así. Las investigaciones de los últimos años demuestran de forma cada vez más clara que hubo un tiempo en que el planeta contó con una atmósfera más gruesa y densa, capaz de guardar gran cantidad de calor, facilitando así el flujo de agua líquida en la superficie.

Aunque ya no sea el caso, la superficie marciana muestra signos claros de actividad hídrica en el pasado. Esta imagen es ejemplo de ello: un sistema de valles en los altiplanos meridionales de Marte, en una región situada al este de un gran cráter de impacto bien conocido, Huygens, y al norte de Hellas Planitia, la mayor cuenca de impacto del planeta. Con una antigüedad de entre 3.500 y 4.000 millones de años, las tierras altas del sur son una de las zonas más antiguas y craterizadas de Marte, y en ellas se observan numerosos signos de antiguas formaciones fluviales.

La topografía de esta región sugiere que el agua fluía del norte (a la derecha) al sur (a la izquierda), excavando a su paso valles de hasta dos kilómetros de ancho y 200 metros de profundidad. En las imágenes los valles nos ofrecen su aspecto actual, tras haber sufrido una erosión significativa. Esta erosión puede verse en los contornos degradados, suavizados, fragmentados y disecados, especialmente en los valles que se extienden de este a oeste.

En conjunto, el sistema de valles parece abrirse en un patrón con ramificaciones a partir de un tronco central. Este tipo de morfología se conoce como “dendrítica”, palabra que procede del griego dendron, «árbol», y no es difícil ver por qué. Varios canales se desprenden del valle central, formando pequeños afluentes que suelen dividirse nuevamente en su recorrido.

Vista desde el nadir de la red de valles fluviales secos en Marte. Fuente: ESA/DLR/FU Berlin

Este tipo de estructura dendrítica también se ve en sistemas de drenaje en la Tierra. Un ejemplo paradigmático sería el río Yarlung Tsangpo, que nace en el oeste del Tíbet y atraviesa China, India y Bangladesh. En el caso de esta imagen de Marte, las ramificaciones probablemente se formaron por escorrentía superficial a partir de un fuerte caudal fluvial, en combinación con precipitaciones intensas. Se cree que este flujo atravesó terreno existente en Marte, creando nuevos recorridos y dando forma a un nuevo paisaje.

Aunque no está clara la procedencia de toda esta agua (podría deberse a precipitaciones, aguas subterráneas, deshielo de glaciares…), todo esto evidencia un pasado mucho más cálido y acuoso de lo que hoy vemos en Marte.

Una pregunta intrigante que surge al contemplar la idea de un clima más cálido y húmedo es si las condiciones habrían sido adecuadas para la vida, una cuestión clave de la exploración marciana. El año 2020, la ESA y Roscosmos lanzarán la misión de superficie ExoMars, formada por un robot explorador recientemente bautizado con el nombre de Rosalind Franklin y una plataforma científica de superficie.

En una misión sin precedentes, el robot se desplazará hasta lugares de interés para perforar bajo la superficie en busca de signos de vida. Por su parte, el satélite para el estudio de Gases Traza (GTO) de ExoMars seguirá analizando la atmósfera con todo detalle, especialmente los gases que podrían estar relacionados con actividad biológica o geológica, e identificando puntos subterráneos con presencia de hielo de agua o minerales hidratados.

Esta sucesión de misiones a Marte, tanto en órbita como en superficie, garantizará la participación de la ESA a largo plazo en la ciencia y la exploración del planeta. El siguiente paso que la ESA está considerando, en colaboración con socios internacionales, es traer a la Tierra muestras de Marte, una tarea ambiciosa que abrirá nuevos y fabulosos horizontes para las futuras generaciones.

Fuente:
Noticia de ESA, 22 febrero 2019




Último aliento de una estrella moribunda

El débil y efímero resplandor que emana de la nebulosa planetaria ESO 577-24 permanece durante muy poco tiempo, alrededor de 10.000 años, un abrir y cerrar de ojos en términos astronómicos. El VLT (Very Large Telescope) de ESO captó esta burbuja de brillante gas ionizado: el último aliento de la estrella moribunda cuyos restos tras la explosión son visibles en el centro de esta imagen. A medida que la capa gaseosa de esta nebulosa planetaria se expanda y crezca, apagándose, irá desapareciendo lentamente hasta que dejemos de verla. Fuente: ESO

La protagonista de esta imagen es una capa evanescente de gas brillante que se expande en el espacio: la nebulosa planetaria ESO 577-24. Esta nebulosa planetaria es el resto de una estrella gigante muerta que ha expulsado sus capas externas, dejando atrás una pequeña estrella muy caliente. Este remanente se irá apagando y enfriando gradualmente y acabará sus días como el mero fantasma de lo que una vez fue una inmensa estrella gigante roja.

Las gigantes rojas son estrellas en las etapas finales de sus vidas que han agotado el combustible de hidrógeno en sus núcleos y han comenzado a contraerse bajo el asfixiante puño de la fuerza de la gravedad. A medida que una gigante roja se contrae, la inmensa presión reaviva el núcleo de la estrella, lanzando hacia el vacío del exterior sus capas más externas en forma de potentes vientos estelares. El núcleo incandescente de la estrella moribunda emite una radiación ultravioleta lo suficientemente intensa como para ionizar estas capas expulsadas y hacer que brillen. El resultado es lo que vemos como una nebulosa planetaria: el fugaz testimonio final de una estrella anciana al final de su vida.

Esta deslumbrante nebulosa planetaria fue descubierta dentro del sondeo National Geographic Society — Palomar Observatory Sky Survey en la década de 1950 y fue registrada en el Catálogo Abell de nebulosas planetarias en 1966 como PN A66 36. A unos 1400 años-luz de la Tierra, el resplandor fantasmal de ESO 577-24 es visible sólo a través de un telescopio potente. A medida que la estrella enana se enfríe, la nebulosa continuará expandiéndose en el espacio, desapareciendo lentamente hasta que dejemos de verla.

Esta imagen de ESO 577-24 fue creada como parte del programa Joyas Cósmicas de ESO, una iniciativa que produce imágenes de objetos interesantes, enigmáticos o visualmente atractivos utilizando telescopios ESO, con un fin educativo y divulgativo. El programa hace uso de tiempo de telescopio que no puede utilizarse para observaciones científicas. Aun así, los datos obtenidos se ponen a disposición de los astrónomos a través de los archivos científicos de ESO.

Fuente:
Foto noticia de ESO: eso1902es, 22 de Enero de 2019



Este artículo ha sido escrito por Juan Antonio Bernedo.