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.

Situación de las órbitas de las nuevas lunas descubiertas en Saturno. Fuente: Carnegie Institution for Science.




Noticias del trimestre
Se celebra ahora la Cumbre del Clima COP25. No sabemos los resultados que alcanzará, pero el hecho de que se celebre ya es positivo, habiendo estado a punto de desconvocarse. Nuestro país acoge esta reunión de la ONU que iba a celebrarse en Chile y esperamos que adopte acuerdos importantes y, sobre todo, que todos los países los cumplan en el futuro. Lo necesitamos cada vez más desesperadamente.

Tras descubrirse 20 lunas más a su alrededor, Saturno se convierte en el planeta con más satélites de todo el Sistema Solar (82), superando a Júpiter que tiene 79. Fueron descubiertas mediante el telescopio Subaru de Mauna Kea en Hawai, y con ayuda de complicados análisis de imagen, puesto que las lunas son muy pequeñas: 5 km de media. Diecisiete de las lunas tienen órbitas retrógradas. Están muy alejadas de Saturno y parecen agrupadas en tres tipos según la inclinación de sus órbitas, pudiendo tratarse de una luna más grande que se fragmentó en el pasado remoto.

El Premio Nobel de Física de 2019 ha ido a parar a James Peebles, «por sus hallazgos teóricos en cosmología física», y a Michel Mayor y Didier Queloz, «por el descubrimiento de un exoplaneta en torno a una estrella de tipo solar». Tras la detección de las ondas gravitacionales (2017) y de la energía oscura (2011), se trata del tercer galardón en los últimos años dedicado a la astronomía, una rama tradicionalmente poco premiada por la Academia Sueca. Entre otros aspectos, Peebles contribuyó a formular la teoría moderna de la gran explosión (Big Bang), a predecir el fondo cósmico de microondas, a entender los procesos de formación de galaxias y a esclarecer la composición del universo en términos de materia y energía oscuras. Por su parte, los investigadores de la Universidad de Ginebra Michel Mayor y Didier Queloz en 1995 descubrieron 51 Pegasi b, el primer exoplaneta conocido en torno a una estrella similar al Sol. Hoy ya se conocen más de 4000 mundos extrasolares de todo tipo y se espera que en los próximos años se descubran y se estudien muchos más.

Se ha hablado este trimestre de «supremacía cuántica» en referencia a la primera prueba experimental de un ordenador cuántico, que parecen presentar grandes ventajas sobre los ordenadores clásicos en cuanto a velocidad de cálculo. El éxito (aún sin comprobación oficial) es innegable, pero las aplicaciones de este ordenador de 54 qubits son limitadas en cuanto a aplicaciones prácticas y al desarrollo necesario para ponerlo en uso, que podría tardar décadas. No obstante ya se reconoce públicamente su capacidad para resolver problemas de gran complejidad no abordables fácilmente por ordenadores clásicos.

En el reino de lo pequeño, comentamos que nuevas mediciones del radio del protón han hecho revisar a la baja las medidas anteriores. El consenso hace 10 años le atribuía 0,8768 femtómetros (billonésima de milímetro). Una nueva medida de un protón de un átomo en el que se había sustituido el electrón por un muón, dio un radio de 0,84184 fm. Se llegó a pensar que los protones en este tipo de átomos se contraían, contraviniendo la teoría cuántica, pero medidas posteriores, tras 8 años de mejora de su metodología, obtuvieron recientemente un valor de 0,833 fm, ya compatible con la medida del átomo muónico: el tamaño de todos los protones es el mismo.

A la hora de cerrar esta edición se acaban de publicar en Nature tres artículos sobre la detección de GRB’s de muy alta energía recientemente, haciendo replantear los modelos teóricos de generación de esos rayos gamma. Uno de ellos, GRB 190114C, fue detectado por los satélites Switf y Fermi y en 22 segundos sus coordenadas se distribuyeron en forma de alerta a los astrónomos de todo el mundo. Entre ellos la colaboración MAGIC, que opera, entre otros, dos telescopios en el Roque de los Muchachos, en La Palma, Canarias, que apuntaron hacía el lugar indicado, y gracias su capacidad de rápido movimiento los telescopios empezaron a observar el brote de rayos gamma solo 50 segundos después de su comienzo. Eso supone un gran logro de colaboración internacional y de las depuradas técnicas de observación actuales. Esperamos recoger sus resultados en la próxima edición.




Gaia desentraña las corrientes estelares en la Vía Láctea

Los grupos estelares de un origen común permanecen juntos en grupos duraderos y similares a hileras o corrientes dentro de nuestra galaxia, que analiza un nuevo estudio de datos del observatorio espacial GAIA de la ESA.

Familias y corrientes estelares en la Vía Láctea, proyectadas sobre su plano ecuatorial (arriba) y en vista lateral (abajo). Fuente: ESA

Ya se conocían algunos de estos grupos estelares «co-móviles» cerca del sistema solar, pero según el nuevo estudio, Gaia ha permitido explorar la Vía Láctea en gran detalle a distancias mucho mayores, revelando muchos más de estos grupos.

Mediante la segunda publicación de datos de Gaia proporcionada en abril de 2018, se han podido conocer los movimientos y las posiciones de más de mil millones de estrellas con una precisión sin precedentes.

El análisis de los datos de Gaia, utilizando un algoritmo de aprendizaje automático, descubrió casi 2.000 cúmulos no identificados previamente y grupos de estrellas que se mueven conjuntamente hasta aproximadamente 3.000 años-luz de nosotros.

Cerca de la mitad de sus estrellas se encuentran formando corrientes que delatan su origen dentro de las nubes de las que se formaron. Se pensaba que las estrellas jóvenes se alejarían de sus lugares de nacimiento en unos pocos millones de años y abandonarían sus familias de origen, pero parece que se mueven cerca de sus compañeras y hermanas durante miles de millones de años.

Las corrientes más antiguas debieron ser perpendiculares a los brazos espirales de la época en que se formaron y que posteriormente se reconfiguraron hasta adoptar su forma actual. La proximidad y orientación de los brazos espirales actuales de la Vía Láctea son un importante «registro fósil» que destaca sobre la estructura espiral de nuestra galaxia.

La naturaleza de los brazos espirales todavía se debate, y no se ha alcanzado un consenso sobre si son estructuras estables o dinámicas. El estudio ayudará a saber si esos brazos son principalmente estables o si se mueven o se disipan y se vuelven a formar en el transcurso de unos pocos cientos de millones de años.

Gaia se lanzó en 2013 y tiene la misión de trazar un mapa tridimensional de nuestra galaxia, identificando las ubicaciones, los movimientos y la dinámica del 1% de las estrellas de la Vía Láctea, junto con información adicional sobre muchas de estas estrellas. Se están preparando nuevas publicaciones de observaciones de Gaia, que incluyen datos cada vez más precisos, proporcionando a los astrónomos la información que necesitan para investigar la historia de nuestra galaxia.

Fuente:
noticia de ESA, 28 agosto 2019




Dos experimentos para explorar conjuntamente las fusiones de agujeros negros

La combinación del poder de observación de dos futuras misiones de la ESA, Athena y LISA, nos permitirá estudiar estos enfrentamientos cósmicos y sus secuelas por primera vez.

Los agujeros negros supermasivos, con masas que van desde millones hasta miles de millones de soles, se encuentran en el núcleo de la mayoría de las galaxias masivas de todo el Universo. No sabemos exactamente cómo tomaron forma estos objetos enormes y enormemente densos, ni qué provoca que una fracción de ellos comience a devorar la materia circundante a gran velocidad, irradiando copiosamente a través del espectro electromagnético y convirtiendo sus galaxias anfitrionas en núcleos galácticos activos.

Abordar estas preguntas abiertas de la astrofísica moderna es uno de los objetivos principales de dos misiones futuras en el programa de ciencia espacial de la ESA: Athena, el Telescopio avanzado para astrofísica de alta energía, y LISA, la antena espacial con interferómetro láser. Actualmente en las fases de estudio. Ambas misiones están programadas para su lanzamiento a principios de la década de 2030.

Hay un experimento extremadamente interesante que solo podríamos realizar si ambas misiones están operativas al mismo tiempo durante al menos unos años: llevar el «sonido» a las «películas cósmicas» al observar la fusión de los agujeros negros supermasivos en rayos X y ondas gravitacionales a la vez.

Athena y LISA, dos misiones para explorar el universo extremo. Fuente: ESA, traducido y editado por «Kiosco»

Athena será el observatorio de rayos X más grande jamás construido, investigando algunos de los fenómenos más calientes y enérgéticos del cosmos con una precisión y profundidad sin precedentes. Está diseñado para responder dos preguntas fundamentales: cómo se forman y evolucionan los agujeros negros supermasivos en el centro de las galaxias, y cómo la materia «ordinaria» se junta, junto con la materia oscura invisible, para formar la tenue «red cósmica» que impregna el universo.

Athena va a medir varios cientos de miles de agujeros negros, desde relativamente cercanos a muy lejanos, observando la emisión de rayos X de la materia caliente de un millón de grados en sus alrededores.

De especial interés para poder entender cómo se formaron son los agujeros negros más distantes, los que se formaron en los primeros cientos de millones de años de la historia del universo.

Mientras tanto, LISA será el primer observatorio espacial de ondas gravitacionales: fluctuaciones en la estructura del espacio-tiempo producidas por la aceleración de objetos cósmicos con campos de gravedad muy fuertes, tales como pares de agujeros negros en fusión.

La astronomía de ondas gravitacionales, inaugurada hace solo unos años, se limita actualmente a las ondas de alta frecuencia que pueden ser probadas por experimentos en tierra como LIGO y Virgo. Estos experimentos son sensibles a las fusiones de agujeros negros relativamente pequeños, de unas pocas veces hasta unas decenas masas solares.

LISA ampliará estos estudios mediante la detección de ondas gravitacionales de baja frecuencia, como las que se liberan cuando dos agujeros negros supermasivos chocan durante una fusión de galaxias.

Los primeros pocos eventos de ondas gravitacionales detectados por LIGO y Virgo entre 2015 y 2017 se originaron en pares de agujeros negros de masa estelar, que se sabe que no irradian ninguna luz al unirse. Luego, en agosto de 2017, se descubrieron ondas gravitacionales provenientes de una fuente diferente: la fusión de dos estrellas de neutrones.

Esta vez, las ondas gravitacionales fueron acompañadas por radiación a través del espectro electromagnético, fácilmente observable con una multitud de telescopios en la Tierra y en el espacio. Al combinar información de los diversos tipos de observaciones en un enfoque conocido como astronomía multi-mensajero, los científicos podrían profundizar en los detalles de este fenómeno nunca antes observado.

Las simulaciones predicen que las fusiones de agujeros negros supermasivos galácticos, a diferencia de los de masa estelar, emiten ondas gravitacionales y radiación, esta última originada en el gas interestelar caliente de las dos galaxias en colisión agitadas por el par de agujeros negros cuando se fusionan.

La interacción de LISA y Athena, a lo largo del tiempo. A: LISA detecta ondas gravitacionales de agujeros negros cayendo en espiral uno hacia otro y calcula el momento de la fusión entre ellos, pero con una localización indeterminada. B: La señal se hace más potente y LISA puede ir afinando en cuanto a localización de la fuente. C: LISA ya ha reducido la localización a unos 10 grados cuadrados, permitiendo a Athena empezar a escanear la zona con su cámara de gran campo (WFI). D: LISA reduce la posición a unos 0,4 grados cuadrados, precisamente el campo de la cámara de Athena WFI. Athena ya no necesita barrer la zona sino que observa fijamente la posición más probable de la fusión de agujeros negros. E: Mientras LISA detecta la huella final de la onda gravitacional, Athena observa cualquier emisión en rayos X de la fuente, pudiendo presenciar el inicio de chorros relativistas o el nacimiento de una núcleo activo. Fuente: ESA, traducido y editado por «Kiosco»

LISA detectará las ondas gravitacionales emitidas por los agujeros negros en espiral aproximadamente un mes antes de su coalescencia final, cuando todavía están separadas por una distancia equivalente a varias veces sus radios. Los científicos esperan que una fracción de las fusiones encontradas por LISA, especialmente aquellas que se encuentren a distancias de unos pocos miles de millones de años-luz de nosotros, den lugar a una señal de rayos X, emitida por el gas caliente, que Athena pueda observar. Cuando LISA detecte por primera vez una señal, aún no podrá saberse dónde viene exactamente, porque LISA es un sensor de todo el cielo, por lo que funciona más como un micrófono que un telescopio.

Sin embargo, a medida que los agujeros negros caen en espiral uno hacia el otro, la amplitud de su señal de onda gravitacional aumenta. Esto, junto con el movimiento de los satélites a lo largo de sus órbitas, permitirá a LISA mejorar gradualmente la localización de la fuente en el cielo, hasta el momento en que los agujeros negros finalmente se fusionen.

Unos días antes de la fase final de la fusión, los datos de la onda gravitacional limitarán la posición de la fuente a una zona en el cielo de aproximadamente 10 grados cuadrados. Esto sigue siendo bastante grande, pero permitiría a Athena comenzar a escanear el cielo para buscar una señal de rayos X de esta titánica colisión. Las simulaciones indican que los dos agujeros negros en espiral modulan el movimiento del gas circundante, por lo que es probable que la firma de rayos X tenga una frecuencia proporcional a la de la señal de onda gravitacional.

Luego, solo unas pocas horas antes de la fusión final de los agujeros negros, LISA puede proporcionar una indicación mucho más precisa en el cielo (0,4 grados cuadrados), aproximadamente del tamaño del campo de visión del generador de imágenes de campo ancho (WFI) de Athena, por lo que el observatorio de rayos X puede apuntar directamente hacia la fuente. Por eso es necesario combinar estas dos grandes misiones en esta investigación.

Quizá se podría observar la aparición de una nueva fuente de rayos X si hay gas suficientemente caliente, y tal vez presenciar el nacimiento de un núcleo galáctico activo, con chorros de partículas de alta energía emitidos por una corona de gas caliente, que se lanzan a casi la velocidad de la luz por encima y debajo del agujero negro recién formado.

Athena fue seleccionada como la segunda gran misión (L2) en el programa Cosmic Vision de la ESA en 2014, y LISA como la tercera gran misión (L3) en 2017. La ciencia adicional que podría realizarse con ambas misiones operando conjuntamente es coordinada por el grupo de trabajo de Athena-LISA.

Athena es una misión dirigida por la ESA con importantes contribuciones de la NASA y JAXA. El instrumento WFI es provisto por un consorcio internacional dirigido por el Instituto Max Planck de Física extraterrestre en Alemania, que involucra a varios Estados miembros de la ESA y los Estados Unidos. El instrumento X-IFU es proporcionado por un consorcio internacional liderado por Francia (con IRAP como Instituto PI y CNES como autoridad de gestión), los Países Bajos (SRON, Instituto Co-PI) e Italia (INAF-IAPS, Instituto Co-PI ), con contribuciones adicionales de varios Estados miembros de la ESA, Japón y Estados Unidos.

LISA es una misión dirigida por la ESA con importantes contribuciones de la NASA. El Consorcio LISA, dirigido por el Instituto Max Planck de Física Gravitacional en Alemania, involucra a varios Estados miembros de la ESA y los Estados Unidos.

Fuente: Noticia de ESA, 23 mayo 2019




El observatorio de Calar Alto, en Almería, descubre un planeta gigante desconcertante

Comparación de tamaños de órbitas de Mercurio en nuestro sistema solar (arriba), con la de GJ 3512b (abajo), así como los diámetros de las estrellas y los planetas citados. Fuente: CAHA, Calar Alto

Un consorcio científico internacional liderado por astrónomos españoles ha descubierto un exoplaneta alrededor de una estrella enana roja situada a 31 años-luz del sistema solar y que resulta un caso extraño por tratarse de un planeta muy grande alrededor de una estrella tan pequeña. Su existencia no se puede explicar con los modelos actuales de formación de planetas, lo que implica que la teoría actual es errónea o incompleta.

Según los resultados publicados en Science, la estrella GJ 3512 tiene un diámetro ocho veces más pequeño que el Sol. Ubicada en la constelación de la Osa Mayor, es una estrella relativamente fría y tenue, visible sólo con telescopios profesionales. Tiene una temperatura superficial de 2.800ºC y una luminosidad que no llega ni al 0,2% de la solar.

El planeta, llamado GJ 3512 b, es un gigante gaseoso de masa estimada entre la mitad y el triple de la de Júpiter. Aunque no se ha podido observar directamente, se sabe que tarda 204 días terrestres en completar una órbita alrededor de su estrella. Su existencia se ha deducido precisamente del hecho que la gravedad del planeta atrae a la estrella a lo largo de su órbita, de modo que la estrella se acerca y se aleja regularmente de la Tierra siguiendo un ciclo de 204 días.

La duración de la órbita indica que el planeta está a unos 50 millones de kilómetros de la estrella, similar a la distancia entre el Sol y Mercurio. Dado que la radiación que emite la estrella es conocida, se puede calcular que la temperatura media en la superficie del planeta debe ser inferior a 120ºC bajo cero. La órbita es una elipse excéntrica, lo que sugiere que hay por lo menos otro planeta en el sistema que tira de GJ 3512 b con su gravedad.

La investigación, en la que han participado 48 instituciones de 13 países, concluye que la estrella es sólo un 40% más grande que el planeta. Esto convierte a GJ 3512 b en el planeta más grande jamás descubierto respecto al tamaño de su estrella.

El descubrimiento se ha realizado gracias al instrumento Cármenes, un espectrógrafo que entró en servicio en 2016 en el Observatorio de Calar Alto, a 2.168 metros de altitud en la provincia de Almería. El instrumento se instaló en el mayor telescopio del observatorio, de 3,5 metros, con el objetivo de buscar planetas alrededor de estrellas pequeñas. Utiliza la técnica del efecto Doppler, que analiza si una estrella se acerca y se aleja periódicamente de la Tierra. A partir de ahí puede deducirse, si la estrella tiene planetas, cómo es la órbita de estos planetas y cuál es su masa mínima.

De los cientos de estrellas monitorizadas con Cármenes, GJ 3512 mostró muy pronto un comportamiento extraño porque su velocidad cambiaba muy rápidamente, algo impropio de una enana roja y que podía indicar la presencia de un gran planeta.

CARMENES es un instrumento único en el mundo, tanto en precisión como en estabilidad, cualidades indispensables para medir las pequeñas variaciones de velocidad que un planeta produce en las estrellas: CARMENES detecta variaciones de velocidad en el movimiento de estrellas situadas a cientos de billones de kilómetros con una precisión del orden de un metro por segundo. Para ello, trabaja en condiciones de vacío y con temperaturas controladas hasta la milésima de grado. CARMENES observa de forma simultánea en el visible y en el infrarrojo, lo que le permite evitar los falsos positivos en la detección de planetas y confirmar los hallazgos sin necesidad de otras comprobaciones. Fuente: CAHA, Calar Alto

En cuanto se descubrió que algo extraño ocurría en aquella estrella, se convirtió en un objetivo de estudio prioritario. El telescopio Joan Oró del Observatorio Astronómico del Montsec se sumó a las observaciones y permitió determinar que la estrella gira sobre sí misma cada 87 días. Este largo periodo de rotación acota la edad de la estrella GJ 3512 entre 3.000 y 8.000 millones de años.

Los datos que aporta la investigación suponen un rompecabezas para los astrónomos porque generalmente esperan encontrar planetas pequeños alrededor de estrella pequeñas. Para formar planetas gigantes gaseosos, la teoría aceptada hasta ahora propone que primero debe formarse un gran núcleo rocoso, con un tamaño de varias Tierras. Después, en una segunda fase, este núcleo atrae una gran cantidad de gas y polvo con su gravedad. Se piensa que así es como se formaron Júpiter y Saturno en el sistema solar.

Sin embargo, cuando nacen estrellas enanas como GJ 3512, no se cree que haya suficiente material a su alrededor para que se puedan formar los grandes núcleos rocosos necesarios para formar un gigante gaseoso. Los autores de la investigación proponen que, en el caso de GJ 3512 b, el gas y el polvo tuvieron que agregarse sin que hubiera un núcleo rocoso que actuara como semilla.

Según su hipótesis, basada en simulaciones informáticas para explicar la posición actual de GJ 3512 b, inicialmente se formaron tres planetas alrededor de la estrella. Las interacciones gravitatorias entre ellos empujaron hacia el interior del sistema planetario al gigante gaseoso, que acabó así en una órbita excéntrica cerca de su estrella. Un segundo planeta permanece en la periferia del sistema, en una región de frío extremo, con una órbita probable de 1400 días. El tercero fue expulsado y acabó errando por el espacio interestelar.

El equipo investigador continúa observando la estrella enana con el instrumento CARMENES para confirmar si contiene un segundo planeta.

Fuentes:
página web del Observatorio de Calar Alto, 26 septiembre 2019

Science, 27 septiembre 2019




Otra medición de la constante de Hubble-Lemaître basada en rayos gamma, acorta la edad del universo, teniendo en cuenta la luz de fondo extragaláctica

El método, basado en el estudio de la radiación gamma emitida por galaxias distantes, aporta una pieza más a uno de los mayores rompecabezas de la cosmología actual: el valor de la constante de Hubble-Lemaître.

Ilustración de una galaxia distante cuyo agujero negro central está emitiendo un potente haz de radiación. Fuente: ESA/Hubble/NASA/M. Kornmesser

Uno de los problemas potencialmente más serios al que se enfrentan hoy los cosmólogos es el de determinar con precisión el valor de la constante de Hubble-Lemaître (H0), el parámetro que dicta la velocidad a la que se expande el universo actual. Desde hace unos años, diferentes métodos para calcularla arrojan valores sustancialmente distintos constituyendo una discrepancia que nadie entiende bien y que podría estar indicando que algo falla en el modelo cosmológico estándar, la teoría usada por los físicos para describir el origen y la evolución del universo. (Conviene leer también artículos sobre el mismo tema en el Kiosco del Astrónomo, Neomenia 65, de tercer trimestre 2019 y Neomenia 66, de cuarto trimestre 2019).

Por un lado, las mediciones basadas en las propiedades del universo primitivo, como las relativas al fondo cósmico de microondas (CMB, la radiación emitida muy poco después de la gran explosión), arrojan un valor para H0 del orden de 67 kilómetros por segundo y por megapársec (km/s/Mpc). Por otro, los estudios relativos a las propiedades del universo más reciente, como los que miden directamente la velocidad a la que se alejan las galaxias relativamente cercanas, obtienen valores más elevados, de unos 74 km/s/Mpc.

Ante esta situación, cada vez se hace más necesario contar con nuevas técnicas para determinar el valor de la constante de Hubble-Lemaître. Eso es justamente lo que ha logrado un trabajo cuyos resultados acaban de publicarse en Astrophysical Journal. A partir del análisis de los rayos gamma emitidos por cientos de galaxias, algunas cercanas y otras muy distantes, los investigadores han obtenido un valor para H0 de unos 68 km/s/Mpc; es decir, en línea con las observaciones basadas en el universo primordial.

La importancia del nuevo estudio reside en que el método empleado para deducir la constante de Hubble-Lemaître es independiente de los usados hasta ahora. En particular, no se basa en la llamada «escalera de distancias cósmicas» (el conjunto de técnicas concatenadas que permiten medir la distancia a la que se encuentran las galaxias y, a partir de ahí, la tasa de expansión del universo) ni tampoco en las propiedades del CMB o en otros atributos del universo temprano. El trabajo, liderado por el astrofísico de la Universidad Complutense de Madrid Alberto Domínguez, se apoya en su lugar en la astrofísica de altas energías, una disciplina poco usada hasta ahora para estudiar las propiedades globales del cosmos.

En este nuevo trabajo, los investigadores han analizado los rayos gamma procedentes de un gran número de fuentes cósmicas. Estas son en su mayoría blázares: galaxias con un agujero negro supermasivo central que emite potentes haces de radiación en dirección a la Tierra. La clave reside en que, en su camino hacia nuestro planeta, una fracción de esos rayos gamma se verá bloqueada por la llamada «luz de fondo extragaláctica» (EBL, por sus siglas en inglés). Esta radiación es un fondo difuso de luz infrarroja, visible y ultravioleta que, emitida por todas las estrellas del universo a lo largo de toda la historia cósmica, impregna el espacio extragaláctico.

La EBL se comporta como una especie de «niebla» para los rayos gamma ya que, dada la alta energía de estos últimos, algunos de ellos pueden interaccionar con los fotones de la EBL y convertirse en pares electrón-positrón. Como consecuencia, una parte de los fotones gamma se perderá antes de llegar a la Tierra. Dicha atenuación depende de la distancia recorrida por los fotones y de la historia de expansión del universo, por lo que a partir de ella puede calcularse la constante de Hubble-Lemaître.

El mismo método ya fue usado en 2013 en un trabajo preliminar, pero ahora los astrónomos han usado una colección de datos muchísimo mayor, la cual incluye fotones con energías muy distintas y fuentes situadas a todo un abanico de distancias: algunas muy cercanas y otras tan distantes que su luz fue emitida cuando el universo apenas contaba unos 2.000 millones de años de edad (su edad actual se estima en unos 14.000 millones de años). Gracias a ello, los investigadores han podido sondear épocas cósmicas muy diferentes y determinar el valor de H0 con una precisión del orden del 5%.

En relación a los principales métodos independientes que existen hoy en día para medir la tasa de expansión cósmica: aquellos basados en la escalera de distancias cósmicas y los que miden las diferencias temporales en la llegada de la luz procedente de cuásares son técnicas atañen al universo más local; los derivados de las propiedades del CMB y, desde hace poco, los basados en ondas gravitacionales, tienen en cuenta el universo global. La nueva medida basada en rayos gamma sería una mezcla de ambas, aunque considera más los aspectos globales.

En general, parece ser que las medidas basadas en magnitudes observables cosmológicas tienden a dar valores bajos de H0, mientras que aquellas basadas en magnitudes observables locales (ceféidas, supernovas, etc.) arrojan valores más altos. Se trata de un problema verdaderamente candente en cosmología que sigue sin resolver.

El artículo «A new measurement of the Hubble constant and matter content of the Universe using extragalactic background light γ-ray attenuation». Alberto Domínguez et al. en The Astrophysical Journal, vol. 885, n.o 2, 8 de noviembre de 2019. Una versión gratuita se encuentra disponible en el repositorio arXiv.

Fuente:
Investigación y Ciencia, 11 noviembre 2019




Un siglo de observaciones de astrónomos aficionados explican la evolución de una estrella

Los observadores aficionados de la AAVSO han estado monitorizando la estrella T Ursae Minoris durante un siglo. Ahora, con ayuda de sus observaciones, los astrónomos creen que pueden explicar el reciente cambio de comportamiento de la estrella.

U Camelopardalis, la estrella de esta imagen del telescopio espacial Hubble, se encuentra en una etapa de evolución similar a la de T Ursae Minoris. Recientemente ha sufrido el destello de helio, expulsando una capa esférica de gas en el proceso. Mientras Hubble capturó la pérdida de masa en esta imagen de U Cam, las observaciones de los cambios en el brillo de T UMi permiten un estudio más profundo de su interior. Fuente: ESA / Hubble / NASA / H. Olofsson (Observatorio Espacial Onsala)

La vida útil de una estrella similar al Sol es 100 millones de veces más larga que la de un humano típico.
No es de extrañar que las estrellas parezcan eternas: la mayoría de los cambios evolutivos ocurren en escalas de tiempo demasiado grandes para que podamos observarlas directamente.

Pero una extraña fase de la evolución estelar ocurre tan rápidamente (décadas en lugar de milenios), que los simples humanos pueden ver cómo sucede. Y en el caso de la estrella gigante roja conocida como T Ursae Minoris (T UMi), la mayoría de los humanos que vigilaban eran astrónomos aficionados.

La Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO) ha estado observando T UMi desde que se descubrieron las variaciones de brillo de la estrella en 1912, acumulando finalmente, más de 100 años de observaciones.

Cuando se plasman juntas en un solo gráfico, esas observaciones revelan un patrón intrigante: durante las primeras décadas, el brillo de la estrella varió de forma semi-regular, cambiando en 4-5,5 magnitudes en el transcurso de 300 a 330 días.

Pero en los últimos 20 años, este patrón ha cambiado a un ciclo más rápido. La estrella ahora aumenta y disminuye solo 1,5 a 2 magnitudes en un período de aproximadamente 200 días.

Los astrónomos, para explicar este cambio, han propuesto que la estrella está experimentando un cambio de estructura raro y, desde una perspectiva estelar, de corta duración.

Ahora, László Molnár (Observatorio Konkoly, Hungría) y sus colegas han tomado las observaciones de un siglo recogidas por astrónomos aficionados (lo que los investigadores llaman «ciencia lenta») y aplicaron simulaciones por computadora de última generación para comprender la estructura interna de la estrella.

T UMi es una estrella gigante roja cuyo centro está lleno de carbono y oxígeno. Debido a que la estrella no es lo suficientemente masiva, su núcleo es inerte; nunca se fusionará nuevamente. En cambio, la estrella se mantiene soportando la gravedad al fusionar hidrógeno en helio en un caparazón alrededor del núcleo. La reserva de helio se va acumulando hasta que se enciende.

Los cambios en el patrón general de las pulsaciones de brillo de T UMi son visibles en la franja más baja de esta curva de luz. Fuente: AAVSO

Esta ignición expande brevemente las regiones internas de la estrella tanto que extingue temporalmente el caparazón que quema hidrógeno y reduce las capas externas. El radio más pequeño de la estrella implica que sus pulsaciones también se reducen.

Cuando la estrella se contraía, apareció un segundo modo de pulsación en la estrella. Si bien el período fundamental de los cambios de brillo de la estrella ahora es de aproximadamente 200 días, hay un «sobretono» de cambios que ocurren en una escala de tiempo de 111 días. Las observaciones de AAVSO fueron cruciales para ver este sobretono, que es crucial para comprender el interior de la estrella.

Molnár y sus colegas usan su modelo de la estructura de la estrella para deducir sus características: T UMi tiene el doble de la masa del Sol pero alrededor de 300 veces el diámetro solar, y parece tener unos 1.200 millones de años.

Además de explicar las últimas décadas del comportamiento de esta estrella, el modelo también predice las próximas décadas. Los investigadores predicen que la contracción de la estrella, y por lo tanto la disminución de su período de pulsación, durará otros 50 años, antes de que la estrella comience a expandirse y volver a brillar.

El modelo en sí está diseñado para comprender la evolución estelar de miles de millones de años, por lo que es bastante increíble que pueda predecir el comportamiento en escalas de tiempo de una década.

Pero el modelo permite a los investigadores mirar más allá también: Predicen que T UMi sufrirá entre 5 y 10 pulsos más antes de comenzar su descenso a la fase de enana blanca. Cada ciclo de pulso dura desde unos cientos, hasta miles de años, con fases «silenciosas» en medio.

El destello de helio actual está acompañado por vientos masivos que se llevan una gran parte de las capas externas de la estrella. Los investigadores estiman que T UMi ya ha perdido un sexto de su masa total de esta manera.

En última instancia, estas capas de gas y polvo rodearán a T UMi como una nebulosa planetaria. T UMi permanecerá en la fase gigante roja durante al menos varios cientos de miles de años más, antes de convertirse en una enana blanca.

Molnár considera un pensamiento aleccionador que incluso los eventos «rápidos», como el inicio del pulso térmico en una estrella, todavía se miden en décadas, por lo que debería emplear toda su carrera científica para finalmente probar, o refutar, este tipo de predicción. Aún así, planea seguir vigilando T UMi en el futuro previsible.

Fuentes:
Sky and Telescope, 22 agosto 2019

Astrophysical Journal, 2 mayo 2019




La posible solución al problema del metano en Marte

Esta ilustración muestra un ciclo propuesto en los niveles de metano en Marte, como es captado por Curiosity (puntos), junto con las formas en que el gas podría llegar a la superficie marciana desde el interior (abajo). Las fuentes potenciales de metano incluyen metanogénesis por microbios, degradación ultravioleta de compuestos orgánicos o química de rocas de agua. El metano podría ser destruido posteriormente por fotoquímica atmosférica o reacciones superficiales. Las estaciones se refieren al hemisferio norte. Fuente: NASA / JPL-Caltech, traducido y editado por «Kiosco»

Durante los últimos 20 años, los científicos han estado tratando de determinar si la atmósfera marciana contiene metano. La presencia de la molécula podría revelar procesos que suceden bajo tierra, como reacciones químicas entre agua líquida y minerales ricos en hierro o incluso actividad microbiana. Sin embargo, los orbitadores e incluso el rover Curiosity han proporcionado mediciones contradictorias sobre si el gas está presente.

Ahora, un estudio que aparece en las Cartas de Investigación Geofísica, del 20 de agosto, propone una solución que podría resolver la disputa, aunque el debate aún no ha terminado: Una pequeña cantidad de emanaciones podría explicar las mediciones conflictivas de metano en la atmósfera marciana.

Como ya se ha relatado en ediciones anteriores del «kiosco», la búsqueda de metano se ha convertido en una fuente de acalorado debate entre los científicos, ya que las mediciones obtenidas de diferentes instrumentos han arrojado resultados contradictorios. Por un lado, el rover Curiosity de la NASA ha observado un patrón estacional repetido durante tres años en Marte, donde la abundancia de metano varía de 0,2 a 0,7 partes por mil millones en volumen («ppbv» en la abreviatura americana, que conservaremos en este artículo). El vehículo también detectó picos aquí y allá en la concentración de metano, conocidos como penachos. En 2013, uno de estos penachos alcanzó 5,78 ppbv. Además, el espectrómetro planetario de Fourier (PFS) a bordo del orbitador de la Agencia Espacial Europea (ESA), Mars Express, confirmó el penacho desde su órbita.

Por otro lado, en abril de 2019, los investigadores que operaban la nave espacial más sensible jamás desplegada para estudiar la atmósfera marciana, el Exomars Trace Gas Orbiter (TGO), informaron que no habían encontrado signos de metano después de varios meses de operaciones. TGO en Exomars, un proyecto de colaboración entre la ESA y Roscosmos, la agencia espacial rusa, lleva dos espectrómetros de funcionamiento independiente, el NOMAD europeo y el ACS ruso. Pueden detectar concentraciones extremadamente pequeñas de gases traza en la atmósfera superior (a más de 5 kilómetros del suelo), pero ninguno encontró metano. Los científicos del equipo Exomars concluyeron que si hay metano presente, debe ser inferior a 0,05 ppbv.

Lo curioso es que si el metano se filtrara a la atmósfera marciana al ritmo encontrado por Curiosity y Mars Express, debería acumularse con el tiempo. Los modelos actuales predicen que las moléculas de metano pueden sobrevivir en la atmósfera marciana durante unos 300 años antes de ser destruidas por la luz solar. Por lo tanto, aunque los instrumentos de las tres naves exploran diferentes partes de la atmósfera, los científicos no pueden explicar por qué TGO no capta ni siquiera una pizca de metano.

Los científicos ahora han llegado a una explicación que podría conciliar las mediciones dispares. Al modelar la difusión de gases en la atmósfera marciana a lo largo de los ciclos diarios y estacionales, han determinado que una pequeña pero constante liberación de metano dentro del Cráter Gale, donde se encuentra Curiosity, podría explicar sus medidas. Los instrumentos de Curiosity están diseñados para medir metano en la noche, cuando la atmósfera está relativamente quieta. Una atmósfera más estable podría retener más fácilmente las moléculas que salen de una fuente subterránea. Esto explica por qué el vehículo detectó metano. TGO, por otro lado, mide la abundancia de metano alrededor del atardecer, después de un día de mezcla atmosférica impulsada por el sol, cuando el metano ya se ha diluido demasiado para detectarlo.

Hay varias formas de agregar metano a la atmósfera de Marte (y eliminarlo nuevamente). Aunque los microbios son la posibilidad más emocionante, otras fuentes probables incluyen reacciones entre el agua y los minerales olivino o piroxeno, o la radiación ultravioleta solar que rompe el polvo meteorítico en la superficie del planeta. Fuente: NASA / JPL-Caltech / SAM-GSFC / Univ. de Michigan, traducido y editado por «Kiosco»

John Moores (York University, Canadá) y sus colegas han calculado que si las fuentes locales en el cráter Gale generaran menos de 2,8 kilogramos de metano todos los días, eso explicaría las mediciones nocturnas de Curiosity pero no aumentaría los niveles globales por encima del límite de detección de 0,05 ppbv de TGO. Los investigadores estiman que menos de 27.000 kilómetros cuadrados de superficie marciana podrían arrojar metano a esta baja tasa.

En realidad se trata de una cantidad muy pequeña de metano, aproximadamente 20.000 veces menos que las filtraciones más pequeñas encontradas en la Tierra.

Es importante tener en cuenta que esta pequeña tasa de producción de metano no descarta ninguna explicación posible de su origen. Para las soluciones que implican la degradación del carbono orgánico por cualquier medio, Marte tiene mucho menos material que la Tierra, por lo que anticiparía que la cantidad de metano producido sería mucho menor. Para las reacciones de agua y roca, estos también podrían proceder lentamente, dando como resultado muy poco metano.

Marco Giuranna (Instituto Nacional de Astrofísica, Italia), el investigador principal del instrumento Mars Express PFS, dice que estos resultados son consistentes con sus propios hallazgos. Sugirió que el metano observado por Curiosity, y confirmado por Mars Express en 2019, se emitió desde una región a 500 km al este del cráter. Un posible mecanismo que ha propuesto es que una capa de hielo enterrado atrapa metano bajo tierra y luego lo libera en emisiones repentinas.

El problema, parece ser más bien por qué hay tan poco metano. Cientos de toneladas de carbono orgánico caen en Marte cada año en forma de partículas de polvo interplanetario. Cuando colocamos este material bajo iluminación UV en un laboratorio aquí en la Tierra, genera enormes cantidades de metano, lo suficiente como para que la atmósfera de Marte contenga 10 ppbv de metano todo el tiempo. Considerando que los modelos muestran que cualquier gas debe ser rápidamente distribuido por toda la atmósfera, la pequeña cantidad de metano es desconcertante, aunque los cambios diarios en la mezcla atmosférica podrían ayudar a explicarlo.

La explicación de la mezcla atmosférica solo funciona para las observaciones de metano a largo plazo: las plumas de corta duración son una cuestión diferente. Podrían no estar relacionados con la constante filtración del subsuelo. Puede ser que los penachos y el fondo sean procesos separados, y que uno no excluya al otro. La filtración de fondo es continua y ocurre en ausencia de otros efectos.

Pero otros científicos no creen que la solución propuesta al problema del metano sea factible. Curiosity informa niveles entre 0,4 y 0,5 ppbv, pero eso es diez veces más de lo que sabemos que no hay. Según José Juan López-Moreno (Instituto Andaluz de Astrofísica, España), investigador co-principal del instrumento NOMAD de TGO, no hay un misterio de metano en Marte porque no hay metano.

Las respuestas definitivas solo vendrán de mediciones más frecuentes, señala Moores, preferiblemente de aterrizadores o rovers. Su trabajo se basa en 12 puntos de datos recopilados durante 7 años en Marte. Creíamos que las concentraciones de metano cambiaron a lo largo de los siglos. Luego vimos con TLS [instrumento a bordo de Curiosity] que cambian en el transcurso de las estaciones. Ahora parece que las concentraciones de metano pueden cambiar en el transcurso del día. Quizás la próxima generación de rovers, comenzando con Marte 2020, pueda resolver la controversia.

Fuente:
Sky and Telescope, 28 agosto 2019




Voyager 2 y la heliopausa

La sonda Voyager 2 ha estado viajando por el espacio 42 años. El 5 de noviembre de 2018 cruzó al espacio interestelar. Ahora, cinco equipos de astrónomos han publicado en Nature-Astronomy los resultados del análisis de los datos que obtuvo para explicar lo que ocurre en este límite, a 119 Unidades Astronómicas del Sol.

Representación artística de una de las sondas Voyager abandonando el sistema solar. Fuente: NASA

La Voyager 2 es la segunda nave que viaja más allá de los confines de la heliosfera. Fue lanzada un poco antes que su gemela Voyager 1 en 1977 y ha estado viajando por el espacio durante los últimos 42 años.

La Voyager 1 cruzó al espacio interestelar en 2012 y aportó información valiosa sobre la región de la heliopausa. Sin embargo, el daño en su instrumento de plasma hizo que no se recopilaran los datos completos de su paso. Las mediciones de la Voyager 2 apuntan similitudes y diferencias respecto a las de su nave gemela.

La transición a través de la heliopausa efectuada por la Voyager 2 duró menos de un día. A diferencia de la información aportada por la Voyager 1, las lecturas de los instrumentos de la Voyager 2 muestran un límite de heliosfera más delgado y suave, con un campo magnético interestelar más fuerte en el exterior. También el medio interestelar más cercano al límite es más caliente y variable de lo esperado, según uno de los artículos del equipo de John Richardson, investigador del Kavli Institute for Astrophysics and Space Research del MIT.

En otro estudio, Edward Stone, del Instituto de Tecnología de California (CALTECH) y sus colegas informaron sobre observaciones que apuntan a la existencia de una capa entre la heliopausa y el espacio interestelar donde interactúan los vientos solares e interestelares. Esta capa no fue observada por Voyager 1.

En conjunto, los resultados que afectan a algunas diferencias entre las transiciones de la Voyager 1 y la Voyager 2 pueden deberse cambios en el nivel de actividad del Sol; otras pueden estar relacionadas con las diferentes trayectorias de las naves espaciales.

Se podría argumentar que ninguna de las Voyager ha abandonado realmente el sistema solar. Por ejemplo, la gravedad del Sol mantiene en órbita la Nube de Oort a una distancia de unas 100.000 U.A., mucho más lejos que las Voyager. Sin embargo, lo que han dejado las dos naves espaciales es la heliosfera, la cavidad alrededor del Sol expulsada por el viento solar.

Esta ilustración muestra la posición de las sondas Voyager 1 y 2 de la NASA fuera de la heliosfera. La Voyager 1 cruzó la heliopausa, o el borde de la heliosfera, en agosto de 2012. Dirigiéndose en una dirección diferente, la Voyager 2 cruzó otra parte de la heliopausa en noviembre de 2018, como se aprecia en la imagen. Las líneas marcan la dirección del flujo de plasma tanto dentro como fuera de la heliopausa. El plasma solar fluye en una dirección diferente que el plasma interestelar. Fuente: NASA / JPL-Caltech

A pesar de que el Sol está vertiendo partículas cargadas en esta burbuja, la densidad de esas partículas disminuye con el cuadrado de su distancia del Sol. Al borde de la heliosfera, la materia se ha vuelto increíblemente escasa, apenas 0,002 electrones por centímetro cúbico, como informan Donald Gurnett y William Kurth (ambos de la Universidad de Iowa) en su estudio de los datos de la Voyager 2. Sin embargo, estas partículas no han perdido su energía y permanecen muy calientes.

El gas y el polvo entre las estrellas, por otro lado, es frío y denso. Las partículas del medio interestelar, y los campos magnéticos que transportan, barren la heliosfera como las olas del océano alrededor de un bote. El límite entre los dos, conocido como heliopausa, es inestable por su naturaleza. Se «infla», expandiéndose cuando el Sol está magnéticamente más activo y encogiéndose cuando el Sol se calma.
Dondequiera que esté el límite, los científicos esperan que esté marcado por los mismos cambios: un salto en la densidad de partículas y una caída en la temperatura. Eso es lo que estaban buscando los científicos a medida que las Voyager viajaban cada vez más lejos del Sol.

Las Voyager se lanzaron con unas pocas semanas de diferencia en 1977 para un gran recorrido por el sistema solar exterior. Debido a que viaja más rápido, la Voyager 1 llegó primero a la heliopausa, acelerando a través del límite en el hemisferio norte. Sin embargo, su instrumento de plasma falló en 1980, por lo que los científicos tuvieron que analizar los datos de sus otros instrumentos para obtener lecturas de lo que estaban haciendo las partículas en su vecindad. Mientras que la Voyager 1 llegó al borde de la burbuja solar el 25 de agosto de 2012, los científicos no se dieron cuenta hasta después del suceso.

Lo que hizo que el asunto fuera más confuso fue que los científicos esperaban que la dirección del campo magnético cambiara abruptamente a medida que la Voyager 1 atravesaba de un baño de partículas a otro. Pero la Voyager 1 no vio ningún cambio, aunque pudo deberse a una coincidencia de alineación del campo magnético del interior de la burbuja, que proviene del Sol, con el del exterior de la burbuja, que proviene de las estrellas.

Al igual que la Voyager 1, la Voyager 2 cruzó la «nariz» de la heliosfera, hacia el flujo de plasma interestelar, aunque la Voyager 2 la atravesó en el hemisferio sur. Pero a diferencia de su predecesora, la Voyager 2 tiene cinco instrumentos de trabajo, incluido el instrumento de plasma que falló en la Voyager 1. La lectura de este instrumento, de un salto de 20 veces en densidad, es lo que confirmó que el Voyager 2 había ido más allá de la heliopausa. El cambio ocurrió solo en 0,005 U.A.

Densidades de número de partículas versus distancia radial del Sol en unidades astronómicas (UA). Los puntos y líneas negros (más oscuros) son de Voyager 1 (V1) y los puntos y líneas rojos (más claros) son de Voyager 2 (V2). Las densidades «según las oscilaciones de plasma» son densidades de electrones del instrumento de ondas de plasma (PWS). Las densidades «según instrumento PLS» son densidades de protones, que son casi iguales a las densidades de electrones. Fuente: Don Gurnett / Universidad de Iowa, traducido y editado por «Kiosco»

Otro marcador de la heliopausa es un cambio repentino en la naturaleza de las partículas energéticas. Las energías de las partículas del viento solar palidecen en comparación con las que provienen de la galaxia en general. Cuando la Voyager 2 cruzó la heliopausa, vio disminuir los iones de baja energía del viento solar, y ser reemplazados por los rayos cósmicos galácticos producidos en explosiones de supernovas distantes en el pasado remoto.

Sin embargo, Voyager 2 no vio un cambio repentino en el campo magnético que acompaña a los cambios en la densidad de partículas, descartando que las observaciones de Voyager 1 fueran debidas a la casualidad. Según Leonard Burlaga (NASA, Goddard), líder de estudio y coinvestigador en los experimentos de plasma y campo magnético de las Voyager, «se podría descartar esto como una coincidencia en un caso, pero no podemos hacerlo dos veces: debe haber algún proceso físico que coordine el campo magnético en esta región».

También fue sorprendente que ambas naves espaciales cruzaran la heliopausa aproximadamente a la misma distancia del Sol: 121,6 y 119 U.A., respectivamente. La Voyager 1 hizo su movimiento durante un pico de actividad magnética solar, cuando el Sol enviaba «explosiones» regulares de plasma y energía conocidas como eyecciones de masa coronal. Sin embargo, cuando la Voyager 2 cruzó, el Sol había alcanzado una pausa en su actividad. La heliopausa debería haberse «desinflado» durante este tiempo, sin embargo, ambas naves espaciales cruzaron el límite aproximadamente a la misma distancia, en contra de los modelos que predicen una diferencia.

Las mediciones de densidad muestran que ambas naves espaciales cruzaron la heliopausa en menos de un día, pero ninguna de ellas vio un límite perfecto. La Voyager 1 vio el exterior filtrarse hacia dentro. Según Edward Stone (NASA-JPL), científico del proyecto de la Voyager y líder de otro estudio, incluso antes de abandonar la heliosfera, hubo dos episodios en los que se estaba conectado al exterior. El medio interestelar había penetrado en la heliopausa en estos episodios e invadido la heliosfera.
Para Voyager 2, dice Stone, la situación se invirtió. Incluso después de su cruce de heliopausa, la nave espacial todavía detectaba partículas que se originaban en el viento solar. Esta vez, el interior estaba filtrándose hacia afuera.

Las observaciones de ambas naves continúan revelando la complejidad completa de la heliopausa. La Voyager 1 vio una «región de estancamiento» antes de la heliopausa, donde las velocidades de las partículas cayeron hasta cerca de cero, pero la Voyager 2 no vio nada de eso. En cambio, Voyager 2 vio múltiples capas límite dentro de la heliopausa. Ambas naves espaciales vieron una capa límite que se extendía al menos 10 U.A. pasada la heliopausa, una región que se compara con la capa límite que se forma cuando el aire fluye sobre el ala de un avión.

Lo siguiente que se van a encontrar las naves es la onda de presión que se forma delante de la heliosfera a medida que viaja a través del medio interestelar, como la que se forma en la proa de un barco. Dependiendo de lo rápido que viaja el sistema solar en relación con las cosas que nos rodean, esta onda podría incluso ser una onda de choque, más parecido al choque de proa frente a un avión de combate. Lamentablemente, incluso mientras las Voyager continúan avanzando a unas 3 U.A. por año, no alcanzarán este límite con instrumentos de trabajo activos. Stone estima que a las Voyager solo les quedan otros cinco años de energía. Y serán las últimas sondas en atravesar estos límites durante al menos los próximos 25 años.

Mientras tanto, su objetivo es medir el verdadero medio interestelar, el que no está perturbado por el Sol, su campo y las partículas que envía, midiendo lo más lejos posible de la heliosfera.

Fuente:
Nature Astronomy, 4 noviembre 2019




El agujero de la capa de ozono se cierra antes este año debido a una estratosfera polar más caliente de lo normal

Tendencia y previsión de la mejoría de la concentración de ozono sobre el polo sur. Fuente: NASA

El tamaño del agujero de la capa de ozono fluctúa: normalmente se forma cada año en agosto, alcanza su máximo en octubre y vuelve a cerrarse hacia finales de noviembre o diciembre. En 2019, sin embargo, no solo se ha cerrado antes, sino que ha alcanzado el menor tamaño de los últimos 30 años, debido a unas condiciones atmosféricas poco comunes. No obstante, se trata de un fenómeno puntual que no significa que la capa de ozono global se recupere. Faltan muchas décadas para eso.

Los datos del Servicio de Vigilancia de la Atmósfera de Copernicus (CAMS), que emplea las mediciones de ozono totales de la misión Sentinel-5P de Copernicus procesadas en el Centro Aeroespacial Alemán, constatan que este año el agujero de ozono se cerrará antes de lo habitual, a mediados de noviembre.

El tamaño máximo del agujero de ozono este año fue de unos diez millones de kilómetros cuadrados, menos de la mitad de lo que el agujero solía alcanzar en las últimas décadas. Así, se trata de uno de los agujeros más pequeños desde los años ochenta.

Este agujero tan pequeño, que ha batido récords en cuanto a tamaño y duración en 2019, se debe al calentamiento de la estratosfera sobre el polo sur. Pero es importante señalar que se trata de un evento inusual y que no indica que la recuperación del ozono global se esté acelerando.

Las grandes fluctuaciones en los vórtices polares y las temperaturas de la estratosfera hacen que los agujeros de la capa de ozono varíen en tamaño. Este año, la estratosfera polar más cálida causó una ralentización de los campos de viento alrededor del polo sur (o vórtice polar) y se redujo la formación de “nubes estratosféricas polares”, que provocan las reacciones químicas que aceleran la pérdida de ozono.

El agujero de la capa de ozono es un ejemplo paradigmático de que las pruebas científicas pueden llevar a cambios políticos y, como consecuencia, a cambios en el comportamiento humano. El agujero de ozono fue descubierto en los años setenta, se sometió a vigilancia continua desde el espacio y con dispositivos sobre el terreno y, finalmente, en los ochenta condujo al Protocolo de Montreal, que prohíbe el uso de los clorofluorocarbonos (CFC). Hoy, el agujero se está recuperando gracias a una acción política clara. Este ejemplo debe servir de inspiración para el cambio climático.

En la estratosfera, el ozono actúa como escudo que nos protege de la nociva radiación ultravioleta del Sol, asociada al cáncer de piel y a las cataratas, así como a problemas medioambientales.

En los años setenta y ochenta, el uso indiscriminado de clorofluorocarbonos en productos como frigoríficos, y sobre todo aerosoles provocó daños en el ozono de las capas superiores de la atmósfera, causando un agujero en la capa de ozono de la Antártida.

Duración y extensión del agujero de ozono. Fuente: ES, traducido por «Kiosco»

En respuesta, en 1987 se redactó el Protocolo de Montreal para proteger la capa de ozono eliminando gradualmente la producción y el consumo de estas sustancias nocivas, lo que ha llevado a una lenta recuperación de la capa de ozono.

Esta recuperación continuará durante los próximos años. Los datos de la Evaluación científica del agotamiento de la capa de ozono 2018 muestran que, en parte de la estratosfera, la capa de ozono se ha ido recuperando a un ritmo de un 1-3 % por década desde 2000. A estas velocidades, el ozono del hemisferio norte y a latitudes medias podría recuperarse alrededor del año 2030; el del hemisferio sur, hacia 2050, y el de las regiones polares, hacia 2060.

La ESA participa desde hace muchos años en la vigilancia del ozono. El satélite Sentinel-5P de Copernicus, lanzado en octubre de 2017, cartografía distintos contaminantes del aire en todo el mundo. Gracias a su avanzado instrumento Tropomi, es capaz de detectar gases atmosféricos para generar una panorámica de estos contaminantes más precisa y a mayor resolución espacial que nunca antes desde el espacio.

Fuente:
Noticia de ESA, 8 noviembre 2019




Nebulosa fantasmal en las Pléyades

Esta fantasmagórica imagen muestra lo que puede suceder cuando una nube interestelar pasa demasiado cerca de una estrella. La nebulosa Merope de Barnard, también conocida como IC 349, es una nube de polvo y gas interestelares que viaja por el cúmulo de las Pléyades a una velocidad relativa de 11 kilómetros por segundo. En este momento está pasando cerca de la estrella Merope, situada a 0,06 años luz de la nube, lo que equivaldría a unas 3.500 veces la distancia entre la Tierra y el Sol. Este paso está perturbando a la nebulosa y creando el efecto de tenues filamentos que vemos en la fotografía.

Merope se halla justo fuera del encuadre, en la parte superior derecha. La luz de la estrella se refleja en la superficie de la nube y, debido a dicha iluminación, los astrónomos la denominan «nebulosa de reflexión». Los haces de luz en la esquina superior derecha de la estrella se deben a un efecto provocado por el telescopio, pero las enigmáticas volutas de luz que van de la parte inferior izquierda a la parte superior derecha son reales.

Los astrónomos creen que la presión de la radiación de la estrella actúa como un tamiz, separando las partículas de polvo según su tamaño. A medida que la nebulosa se acerca a Merope, la luz de la estrella frena las partículas de polvo, pero las más pequeñas deceleran más que las partículas más grandes. Así, las líneas casi rectas que se alzan hacia Merope en esta vista están conformadas por partículas grandes, mientras que las pequeñas se quedan atrás, creando la etérea estructura de la parte inferior izquierda.

Durante los próximos miles de años, la nebulosa seguirá acercándose a Merope hasta dejarla atrás, si es que sobrevive. Estudiar la interacción de la nebulosa y la estrella es importante, ya que nos ofrece la oportunidad de observar materia interestelar en una situación poco común y aprender más sobre el polvo interestelar.

La nebulosa cercana a Merope fue descubierta en 1890 por E. E. Barnard con el telescopio de 36 pulgadas del observatorio Lick de California (Estados Unidos). Esta imagen fue capturada por el telescopio espacial Hubble de la NASA/ESA el 19 de septiembre de 1999 y fue publicada originalmente en 2000.

Fuente:
Fotonoticia de ESA, 29 octubre 2019




Pretzel cósmico de estrellas en formación

Utilizando ALMA, un equipo de astrónomos ha obtenido una imagen de muy alta resolución de dos discos en los que crecen estrellas jóvenes alimentadas por una compleja red de filamentos de gas y polvo en forma de «pretzel». La observación de este notable fenómeno arroja nueva luz sobre las primeras fases de la vida de las estrellas y ayuda a los astrónomos a determinar las condiciones en las que nacen las estrellas binarias.

Las dos estrellas aún en formación fueron encontradas en el sistema [BHB2007] 11, el miembro más joven de un pequeño cúmulo estelar situado en la nebulosa oscura Barnard 59, que es parte de la nube de polvo interestelar llamada nebulosa de la Pipa. Observaciones anteriores de este sistema binario mostraron la estructura exterior. Ahora, gracias a la alta resolución de ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) y al trabajo de un equipo internacional de astrónomos liderados por científicos del Instituto Max Planck de Física Extraterrestre (MPE, Alemania), podemos ver la estructura interna de este objeto.

Se aprecian dos fuentes compactas que se interpretan como discos circunestelares alrededor de las dos estrellas jóvenes, según Felipe Alves (MPE), quien dirigió el estudio. Un disco circunestelar es el anillo de polvo y gas que rodea a una joven estrella. La estrella acreta materia del anillo para crecer y hacerse más grande. El tamaño de cada uno de estos discos es similar al cinturón de asteroides de nuestro Sistema Solar y la separación entre ellos es de 28 U.A.

Los dos discos circunestelares están rodeados por un disco más grande con una masa total de aproximadamente 80 masas de Júpiter, y conforman una compleja red de estructuras de polvo distribuidas en formas espirales: los bucles de pretzel. La obtención de la imagen de la compleja estructura de las estrellas binarias jóvenes con los filamentos que las alimentan y que las conectan al disco en el que nacieron, proporciona limitaciones importantes para los modelos actuales de formación de estrellas.

Las estrellas bebé acretan masa del disco de mayor tamaño en dos etapas. En la primera etapa, la masa se transfiere a los discos circunestelares individuales en hermosos bucles giratorios, que es lo que muestra la nueva imagen de ALMA. El análisis de los datos también reveló que el disco circunestelar menos masivo, pero más brillante, el de la parte inferior de la imagen, acumula más material. En la segunda etapa, las estrellas acretan masa de sus propios discos circunestelares.

Se espera que este proceso de acreción de dos etapas impulse la dinámica del sistema binario durante su fase de acreción masiva. Aunque el hecho de que estas observaciones encajen bien con la teoría resulte ya muy prometedor, habrá que estudiar más sistemas binarios jóvenes en detalle para entender mejor cómo se forman las estrellas cuando son múltiples.

Fuente:
Fotonoticia de ESO: eso1916es, 4 de octubre de 2019




Se identifican elementos pesados en la fusión de estrellas de neutrones

Ilustración de la primera identificación del estroncio nacido tras la colisión de dos estrellas de neutrones. Observaciones llevadas a cabo con telescopios de ESO han detectado, por primera vez en el espacio, la formación de estroncio, un elemento utilizado en los fuegos artificiales. Fuente: ESO

Por primera vez, un elemento pesado recién formado, el estroncio, se ha detectado en el espacio. Ha sido tras la fusión de dos estrellas de neutrones y fue observado por el espectrógrafo X-shooter de ESO, instalado en el VLT (Very Large Telescope). La detección confirma que los elementos más pesados del universo pueden formarse en fusiones de estrellas de neutrones, proporcionando una de las piezas que faltaban al rompecabezas de la formación de elementos químicos.

En 2017, tras la detección de ondas gravitacionales que pasaban por la Tierra, ESO apuntó sus telescopios en Chile, incluido el VLT, a la fuente: una fusión de estrellas de neutrones llamada GW170817. Los astrónomos sospechaban que, si los elementos más pesados se formaban en colisiones de estrellas de neutrones, se podrían detectar huellas de esos elementos en kilonovas, los restos explosivos de estas fusiones. Esto es lo que ha hecho un equipo de investigadores europeos utilizando datos del instrumento X-shooter, instalado en el VLT de ESO.

Tras la fusión de GW170817, la flota de telescopios de ESO comenzó a monitorizar la emergente explosión de kilonova en un amplio rango de longitudes de onda. En particular, X-shooter tomó una serie de espectros desde el ultravioleta hasta el infrarrojo cercano. El análisis inicial de estos espectros sugirió la presencia de elementos pesados en la kilonova, pero hasta ahora los astrónomos no habían podido identificar elementos individuales.

Tras reanalizar los datos de la fusión de 2017 se identificó la firma de un elemento pesado en esta bola de fuego: el estroncio, demostrando que la colisión de estrellas de neutrones crea este elemento en el universo. En la Tierra, el estroncio se encuentra de forma natural en el suelo y se concentra en ciertos minerales. Sus sales se utilizan para dar un color rojo brillante a los fuegos artificiales.

Los astrónomos conocen los procesos físicos que crean los elementos desde la década de 1950. Durante las décadas siguientes han descubierto la ubicación cósmica de cada una de estas principales forjas nucleares, excepto una. Esta es la etapa final de una persecución de décadas para fijar el origen de los elementos. Ahora se sabe que los procesos que crearon los elementos tuvieron lugar, principalmente, en estrellas ordinarias, en explosiones de supernovas o en las capas externas de estrellas viejas. Pero, hasta ahora, se desconocía la ubicación del proceso final, conocido como captura rápida de neutrones, que creó los elementos más pesados de la tabla periódica.

La captura rápida de neutrones es un proceso en el que un núcleo atómico captura neutrones lo suficientemente rápido como para permitir la creación de elementos muy pesados. Aunque muchos elementos se producen en los núcleos de las estrellas, la creación de elementos más pesados que el hierro, como el estroncio, requiere de ambientes aún más calientes con muchos neutrones libres. La captura rápida de neutrones sólo ocurre de forma natural en ambientes extremos donde los átomos son bombardeados por un gran número de neutrones.

Es la primera vez que se puede asociar directamente el material de nueva creación formado a través de la captura de neutrones con una fusión de estrellas de neutrones, confirmando que las estrellas de neutrones están hechas de neutrones y vinculando el proceso de captura rápida de neutrones, largamente debatido, a tales fusiones.

Los científicos empiezan ahora a entender mejor las fusiones de estrellas de neutrones y las kilonovas. Debido a la limitada comprensión de estos nuevos fenómenos y a otras complejidades en los espectros que el instrumento X-shooter del VLT tomó de la explosión, los astrónomos no habían podido identificar elementos individuales hasta ahora.

En realidad, muy poco después del evento, surgió la idea de que podría tratarse de estroncio. Sin embargo, demostrar que esto era así resultó ser muy difícil. Esta dificultad se debió al poco conocimiento de la apariencia espectral de los elementos más pesados de la tabla periódica.

La fusión GW170817 fue la quinta detección de ondas gravitacionales, hecha posible gracias a LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory), unas instalaciones de la NSF en EE.UU, y al Interferómetro Virgo, en Italia. Ubicada en la galaxia NGC 4993, la fusión fue la primera, y hasta ahora la única fuente de ondas gravitacionales que tuvo su contraparte visible detectada por telescopios en la Tierra. Con los esfuerzos combinados de LIGO, Virgo y el VLT, tenemos la comprensión más clara hasta la fecha del funcionamiento interno de las estrellas de neutrones y sus explosivas fusiones.

Este trabajo de un equipo internacional formado por una veintena de investigadores, se ha presentado en un artículo científico que aparece en la revista Nature el 24 de octubre de 2019.

Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1917es, 23 de octubre de 2019




El que podría ser el planeta enano más pequeño del sistema solar, detectado por ESO

Higía, de la cual hasta ahora se desconocía su forma. Fuente: ESO/P. Vernazza et al./MISTRAL ALGORITHM (ONERA/CNRS)

Utilizando el instrumento SPHERE, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, un equipo de astrónomos ha revelado que el asteroide Higía podría clasificarse como planeta enano. El objeto es el cuarto más grande del cinturón de asteroides después de Ceres, Vesta y Pallas. Por primera vez, los astrónomos han observado a Higía con una resolución lo suficientemente alta como para estudiar su superficie y determinar su forma y tamaño. Descubrieron que Higía es esférico, pudiendo destronar a Ceres como poseedor del título de planeta enano más pequeño del Sistema Solar.

Como objeto del cinturón principal de asteroides, Higía satisface de inmediato tres de los cuatro requisitos para ser clasificado como un planeta enano: orbita alrededor del Sol, no es una luna y, a diferencia de un planeta, no ha despejado los alrededores de su órbita. El requisito final es que tenga la suficiente masa como para tener gravedad suficiente para generar una forma más o menos esférica. Esto es lo que las observaciones de VLT han revelado ahora sobre Higía.

El equipo resolvió así su forma casi esférica y también utilizó las observaciones de SPHERE para restringir el tamaño de Higía, estimando su diámetro en poco más de 430 km. Plutón, el más famoso de los planetas enanos, tiene un diámetro cercano a 2.400 km, mientras que Ceres tiene unos 950 km de tamaño.

Higía es el miembro principal de una de las familias de asteroides más grandes, con cerca de 7.000 miembros que surgieron del mismo cuerpo principal. Sorprendentemente, tal y como indica el estudio publicado en la revista Nature-Astronomy, las observaciones también revelaron que Higía carece del gran cráter de impacto que los científicos esperaban ver en su superficie, como huella del evento que condujo a la formación de esta numerosa familia.

Este resultado fue una verdadera sorpresa, ya que se esperaba la presencia de una gran cuenca de impacto, como ocurre con Vesta. Aunque los astrónomos han observado la superficie de Higía con una cobertura del 95%, sólo pudieron identificar dos posibles cráteres no concluyentes. Ninguno de esos dos cráteres, por ser demasiado pequeños, podría haber sido causado por el impacto que originó la familia Higía de asteroides, cuyo volumen es comparable al de un objeto de 100 km de diámetro.

El equipo decidió investigar más a fondo. Usando simulaciones numéricas, dedujeron que la forma esférica de Higía y la gran familia de asteroides son, probablemente, el resultado de una gran colisión frontal con un gran proyectil de un diámetro de entre 75 y 150 km. Sus simulaciones muestran que este violento impacto, que se cree ocurrió hace unos 2.000 millones de años, destrozó por completo el cuerpo principal. Una vez que las piezas sobrantes volvieron a unirse, le dieron a Higía su forma redonda, además de miles de asteroides compañeros. Esa colisión titánica entre dos cuerpos grandes en el cinturón de asteroides es única en los últimos 3-4 mil millones de años.

El estudio en detalle de los asteroides ha sido posible gracias, no sólo a los avances en el cálculo numérico, sino también al hecho de contar con telescopios cada vez más potentes. Gracias al VLT y al instrumento de óptica adaptativa de nueva generación SPHERE, ahora se obtienen imágenes de asteroides del cinturón principal con una resolución sin precedentes, cerrando la brecha entre las observaciones basadas en tierra y las observaciones de misiones interplanetarias.

Los investigadores se han basado en la forma aproximadamente esférica de Higía para indicar que podría clasificarse a este objeto como planeta enano. Habida cuenta de que su diámetro es de solo unos 430 kilómetros, parece una pretensión quizá excesiva, pero lo cierto es que se ha demostrado su casi esfericidad. El más pequeño de los planetas enanos oficiales, Ceres, que se encuentra también en el cinturón de asteroides, tiene un diámetro de 950 kilómetros y varias veces la masa de Higía, pero sus densidades son parecidas.

Si no se necesita un tamaño como el de Ceres para que un objeto del sistema solar que no es un satélite y que no ha barrido el entorno de su órbita llegue, en equilibrio hidrostático, a la esfericidad, entonces puede que haya gran cantidad de planetas enanos. En el cinturón de Kuiper, más allá de la órbita del más exterior de los planetas, Neptuno, se conocen más de cien cuerpos con diámetros y masas mayores que Higía. Pero desde 2008, la Unión Astronómica Internacional no ha clasificado a ningún otro objeto celeste como planeta enano, junto a Ceres, Plutón, Eris, Haumea y Makemake.

Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1918es, 28 de octubre de 2019




Nuevos descubrimientos en la atmósfera de Venus, por la nave japonesa Akatsuki

La nave espacial japonesa Akatsuki ha revelado algunas dinámicas previamente desconocidas en la atmósfera venusiana, pero su origen está lejos de estar claro.

Imagen en falso color de Venus en las longitudes de onda infrarroja y ultravioleta. (El azul muestra observaciones a 283 nanómetros, el verde representa 365 nm y el rojo representa 0,9 micras. Fuente: Equipo del proyecto PLANET-C

Una atmósfera hostil rodea a nuestro planeta hermano Venus. El aire es espeso, hecho principalmente de dióxido de carbono, con un toque de nitrógeno y ácido sulfúrico, y gira alrededor del planeta a velocidades vertiginosas. Si bien Venus no brinda una buena oportunidad para la vida, su atmósfera presenta muchos misterios para los científicos interesados en el clima extrasolar y la dinámica atmosférica.

En parte, Venus sigue siendo un misterio porque muy pocas naves espaciales lo han visitado. Japón ha proporcionado la excepción, después de haber puesto en órbita la nave espacial Akatsuki en 2015, después de un desvío de cinco años forzado por una falla principal del propulsor.

Akatsuki lleva cinco cámaras, cada una orientada hacia un rango de longitud de onda diferente, lo que le permite observar la atmósfera del planeta a diferentes profundidades. Los investigadores han utilizado estos instrumentos para revelar características inesperadas, como una ola atmosférica gigante, descubierta en 2017, que abarca ambos hemisferios.

Ahora dos investigadores han anunciado más estudios sobre las nubes y la atmósfera de Venus, informando en la reunión conjunta del Congreso Europeo de Ciencia Planetaria y la División de Ciencias Planetarias de la Sociedad Astronómica Americana en Ginebra, Suiza. Ambos investigadores dijeron que sus observaciones están relacionadas con, e incluso podrían ayudar a explicar, la superrotación de la atmósfera superior de Venus, que se mueve más rápido de lo que gira la superficie. Venus tarda 243 días terrestres para completar una sola rotación, mientras que su atmósfera gira alrededor del planeta en solo cuatro días terrestres, pero no está claro por qué esto es así.

Un grupo de investigadores dirigido por Takeshi Horinouchi (Universidad de Hokkaido, Japón) y Yeon Joo Lee (JAXA / ISAS y TU Berlín, Alemania) informaron que la velocidad de superrotación en las nubes cambia durante el año de Venus.

Curiosamente, también encontraron que los vientos son más rápidos en el hemisferio sur que en el hemisferio norte. Los investigadores piensan que esta diferencia de velocidad podría estar relacionada con la distribución de una sustancia no identificada que absorbe la radiación ultravioleta. Los niveles variables de este «absorbente desconocido» afectan la cantidad de calor que absorbe la atmósfera, lo que afecta la velocidad del viento.

Otro equipo, dirigido por Kiichi Fukuya y Takeshi Imamura (ambos en la Universidad de Tokio) utilizó la cámara infrarroja de onda larga de Akatsuki para observar la temperatura de las nubes de Venus tanto en el lado del día como en la noche del planeta. Estas observaciones revelaron manchas y rayas en la capa de nubes, características que cambiaron con el tiempo.

En base a estas mediciones, los investigadores determinaron cómo viajan los vientos en dirección norte-sur: si bien estudios anteriores habían encontrado que las nubes tienden a desplazarse hacia los polos durante el día, las nuevas observaciones revelan que esta tendencia ocasionalmente se invierte en la noche, cuando las nubes a veces se mueven hacia el ecuador.

Anteriormente, los investigadores habían descubierto que durante el día (arriba), las nubes tienden a moverse hacia los polos del planeta. Ahora, nuevas observaciones muestran que durante la noche (abajo), las nubes tienden a moverse hacia el ecuador. Fuente: Universidad de Tokio

Los investigadores todavía están trabajando para desenredar las direcciones y velocidades predominantes de estos movimientos nocturnos mientras intentan encontrar una explicación plausible de su origen.

El movimiento nocturno era totalmente desconocido e insospechado y puede conducir a una nueva visión de la dinámica atmosférica de Venus. Los movimientos de las nubes en contraste podrían estar asociados con las llamadas mareas térmicas, ondas atmosféricas a escala planetaria generadas cuando el Sol calienta la capa de nubes. A medida que el gas se calienta, se mueve hacia altitudes más altas o hacia el lado nocturno más fresco.

Las mareas térmicas a su vez podrían ser clave para explicar la superrotación. Las ondas atmosféricas se propagan desde las cimas de las nubes ecuatoriales a otras regiones de la atmósfera, acelerando las cimas de las nubes ecuatoriales a expensas de desacelerar otras altitudes o latitudes más altas.

Durante un breve período del año 2020, Akatsuki no estará solo en Venus. El 15 de octubre de 2020, la nave espacial BepiColombo, una operación conjunta entre JAXA y la Agencia Espacial Europea (ESA), se acercará a Venus en el primero de los dos sobrevuelos del planeta durante el largo viaje de la sonda a Mercurio.

Aprovechando esta oportunidad, ambas agencias espaciales están organizando una campaña de observación coordinada que también contará con varios observatorios terrestres, como el Telescopio Canadá-Francia-Hawai y la Instalación del Telescopio Infrarrojo de la NASA, ambos en Maunakea, Hawai.

Lanzada el 20 de octubre de 2018, la misión BepiColombo lleva dos orbitadores, el Mercury Planetary Orbiter (MPO) de la ESA y Mercury Magnetosphere Orbiter de JAXA (más tarde renombrado MIO). Los orbitadores deben llegar a Mercurio en diciembre de 2025, pero antes sobrevolará Venus dos veces.

Durante el primer acercamiento, BepiColombo volará sobre Venus a una altitud de 10.681 kilómetros, mientras que Akatsuki estará en el punto más alejado de su órbita, unas 30 veces más lejos. Al menos ocho de los 11 instrumentos de MPO y tres de los cinco MIO a bordo estarán operativos en Venus.

Gráfico que destaca algunos de los temas científicos que van a estudiarse durante los dos sobrevuelos de Venus de BepiColombo. Fuente: ESA

Las dos sondas verán diferentes lados del planeta durante la ventana 2020, proporcionando una oportunidad única para observar todo el planeta a la vez, dice Yeon Joo Lee (Universidad Técnica de Berlín). Durante el segundo sobrevuelo, en agosto de 2021, BepiColombo se acercará bastante más, pasando a una altitud de 1.000 kilómetros.

Los instrumentos a bordo de MPO, PHEBUS y MERTIS, que estudiarán el planeta en ultravioleta e infrarrojo, respectivamente, proporcionarán a los investigadores una visión de la atmósfera media y alta del planeta. Se espera que otros instrumentos observen la interacción entre el Sol y la atmósfera superior de Venus.

Fuente:
Sky and Telescope, 23 de septiembre de 2019




Este artículo ha sido escrito por Juan Antonio Bernedo.