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.

Noticias del trimestre

Ha sido patente la disminución de brillo de Betelgeuse en el último año (en más de una magnitud), hasta casi hacernos dudar de si estábamos mirando a Orión, ya que el fulgor habitual de su gigante roja era claramente menor. Se han publicado muchos artículos al respecto advirtiendo de que podría entrar en su etapa final, pero a la hora de cerrar la edición, Betelgeuse está empezando a aumentar de brillo, hacia valores dentro de su habitual variabilidad. No obstante recogemos un resumen de esos artículos que nos parece muy interesante.

Comparación de la estrella Betelgeuse en enero 2019 (izquierda) y en el mínimo de su brillo, en diciembre 2019 (derecha), con su aspecto cambiado. Imágenes tomadas en el VLT, de ESO, con el instrumento SPHERE. Fuente: ESO/M. Montargès et al.

Una fusión entre estrellas de neutrones observada recientemente desafía las expectativas de los astrónomos, puesto que presenta varias anomalías inexplicables, entre ellas la masa total de 3,4 «soles» que está por encima de lo que predicen los modelos actuales. Parece que esto lleva a poner en duda ideas que parecían muy asentadas sobre las estrellas de neutrones y las supernovas que las crean y quizá haya que replantearse todo desde el principio. No publicamos el artículo en esta edición porque esperamos su confirmación y otras reacciones al suceso antes de publicarlo, quizá en la próxima edición.

Se ha producido un nuevo record de temperatura en la Antártida y se temen efectos galopantes sobre el cambio climático, sobre todo en cuanto a aceleración de la subida del nivel del mar. Esto tendrá muchos efectos en el clima, pero además, ya está poniendo en peligro la fauna del continente austral. En algunas de las especies ha desaparecido el 80% de su población. La preocupación aumenta.




Confirmado: Hay vapor de agua en Europa

Ilustración de una pluma de vapor de agua surgiendo de la superficie de Europa. Fuente: NASA/ESA/K. Retherford/SWRI

Hace cuarenta años, una nave espacial Voyager tomó las primeras imágenes cercanas de Europa, una de las 79 lunas de Júpiter. Estas revelaron grietas marrones surcando la superficie helada de la luna, lo que le da a Europa la apariencia de un globo ocular venoso. Las misiones al sistema solar exterior en las décadas posteriores han acumulado suficiente información adicional sobre Europa para convertirlo en un objetivo prioritario de investigación en la búsqueda de vida de la NASA.

Lo que hace que esta luna sea tan atractiva es la posibilidad de que posea todos los ingredientes necesarios para la vida. Los científicos tienen evidencias de que uno de estos ingredientes, el agua líquida, está presente debajo de la superficie helada y que a veces puede irrumpir en el espacio en enormes géiseres. Pero nadie ha podido confirmar la presencia de agua en estos penachos midiendo directamente la propia molécula de agua. Ahora, un equipo de investigación internacional dirigido por el Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland, ha detectado el vapor de agua por primera vez sobre la superficie de Europa. El equipo midió el vapor mirando a Europa a través de uno de los telescopios más grandes del mundo en Hawai.

Confirmar que hay vapor de agua en Europa ayuda a los científicos a comprender mejor el funcionamiento interno del satélite. Por ejemplo, ayuda a apoyar una idea, en la que los científicos confían, de que hay un océano de agua líquida, posiblemente el doble de grande que el de la Tierra, debajo de la capa de hielo, de kilómetros de espesor, de esta luna.

Otros científicos proponen otra fuente de agua para los penachos: depósitos poco profundos de hielo de agua derretida no muy por debajo de la superficie de Europa. También es posible que el fuerte campo de radiación de Júpiter esté arrancando partículas de agua de la capa de hielo de Europa, aunque la investigación reciente está en contra de este mecanismo como la fuente del agua observada.

Elementos químicos esenciales (carbono, hidrógeno, oxígeno, nitrógeno, fósforo y azufre) y fuentes de energía, dos de los tres requisitos para la vida, se encuentran en todo el sistema solar. Pero el tercero, el agua líquida, es algo difícil de encontrar más allá de la Tierra. Si bien los científicos aún no han detectado el agua líquida directamente, sí han encontrado la siguiente mejor opción: el agua en forma de vapor.

Paganini, el investigador principal, y su equipo detectaron suficiente liberación de agua de Europa (2.360 kilogramos por segundo) para llenar una piscina olímpica en cuestión de minutos. Sin embargo, el agua aparece con poca frecuencia, al menos en cantidades lo suficientemente grandes como para detectarla desde la Tierra.

De hecho, el equipo detectó una señal débil pero clara de vapor de agua solo una vez durante 17 noches de observaciones entre 2016 y 2017. Al observar la luna desde el Observatorio WM Keck en la cima del volcán inactivo Mauna Kea en Hawai, los científicos vieron moléculas de agua en el hemisferio principal de Europa, o el lado del satélite que siempre está orientado en la dirección de su órbita alrededor de Júpiter. (Europa, como la luna de la Tierra, está gravitacionalmente bloqueada por su planeta anfitrión, por lo que el hemisferio principal siempre mira hacia la dirección de la órbita, mientras que el hemisferio posterior siempre mira hacia la dirección opuesta).

Se utilizó un espectrógrafo en el Observatorio Keck que mide la composición química de las atmósferas planetarias a través de la luz infrarroja que emiten o absorben. Las moléculas como el agua emiten frecuencias específicas de luz infrarroja a medida que interactúan con la radiación solar.

Esta primera identificación directa del vapor de agua en Europa es una confirmación crítica de las detecciones originales de Lorenz Roth, astrónomo y físico del KTH Royal Institute of Technology en Estocolmo, que, junto con otros hallazgos previos de Europa, solo han medido componentes del agua sobre la superficie. El problema es que detectar vapor de agua en otros mundos es un desafío: las naves espaciales existentes tienen capacidades limitadas para detectarlo, y los científicos que usan telescopios terrestres para buscar agua en el espacio profundo deben tener en cuenta el efecto distorsionador del agua en la atmósfera de la Tierra. Para minimizar este efecto, el equipo de Paganini utilizó modelos matemáticos y computacionales complejos para simular las condiciones de la atmósfera de la Tierra para poder diferenciar el agua atmosférica de la Tierra de los datos de Europa devueltos por el espectrógrafo Keck.

Los científicos pronto podrán acercarse lo suficiente a Europa para resolver sus preguntas persistentes sobre el funcionamiento interno y externo de este mundo posiblemente habitable. La próxima misión Europa Clipper, que se lanzará a mediados de la década de 2020, completará medio siglo de descubrimientos científicos que comenzaron con una foto de este misterioso satélite.

Cuando llegue a Europa, el orbitador Clipper realizará un estudio detallado de la superficie de Europa, el interior profundo, la atmósfera delgada, el océano subsuperficial y los respiraderos activos potencialmente incluso más pequeños. Clipper intentará tomar imágenes de cualquier penacho y tomará muestras de las moléculas que encuentra en la atmósfera con sus espectrómetros de masas. También buscará un sitio fructífero en el que, un futuro módulo de aterrizaje pueda recolectar una muestra. Estos esfuerzos deberían desvelar aún más los secretos de Europa y su potencial para la vida.

Fuente:
Noticia de NASA, 18 noviembre 2019




El Orbitador Solar de ESA, ya está enviando datos

El 10 de febrero partió hacia el Sol el Orbitador Solar (Solar Orbiter), una sonda espacial de la Agencia Espacial Europea. Su misión: investigar durante diez años nuestra estrella y fotografiar sus polos. El 13 de febrero se recibían las primeras medidas de su magnetómetro, ya desplegado.

Esquema de la sonda Solar Orbiter mostrando sus instrumentos científicos «in-situ»: EPD Detector de partículas energéticas; MAG: Magnetómetro de alta precisión; RPW: Medidor de variación de campos eléctricos y magnéticos con varios sensores y antenas; SWA: Analizador de plasma del viento solar; y los instrumentos de detección remota: EUI: Cámara de ultravioleta extremo; METIS: Coronógrafo en visible y ultravioleta; PHI: Cámara heliosísmica y polarimétrica; SoloHI: Cámara Heliosférica; SPICE: Cámara coronal de espectros; STIX: Espectrómetro y telescopio de rayos X solares. Fuente: ESA

La misión durará diez años. La sonda analizará in situ los vientos solares, medirá el campo magnético y ofrecerá las primeras imágenes detalladas de las regiones polares del Sol. Una empresa ambiciosa que intentará descubrir cómo el Sol genera y controla la heliosfera, cómo y dónde se forman el plasma y el campo magnético del viento solar y cómo crean las erupciones solares la potente radiación de partículas.

Cuanto más se acerque el Orbitador Solar al Sol, más precisas serán las respuestas. La sonda llegará a estar en la parte más cercana de su órbita al Sol a 42 millones de kilómetros de nuestra estrella. La radiación será consecuentemente más intensa. Una comparación: en un cálido día de verano la Tierra recibe unos 1000 vatios de radiación por metro cuadrado. La sonda tendrá que soportar 17,4 kilowatios por metro cuadrado. Un robusto escudo térmico impedirá que la radiación deteriore la sonda. Se calentará hasta unos 500ºC.

Es curioso que la cara anterior del escudo sea negra. Parece poco adecuado encarar el Sol con una superficie negra en vez de blanca, pero hacía falta un material que dispersara la carga estática, y no había materiales blancos que cumpliesen todos los requisitos.

La sonda tiene que medir, entre otras cosas, partículas cargadas. Por eso, el campo magnético del propio vehículo espacial ha de ser lo más débil posible. Pero las partículas eléctricamente cargadas del viento solar a menudo cargan electrostáticamente las superficies anteriores de las naves espaciales. La parte exterior del escudo (la capa anterior de las dos de que consta) está formada por veinte hojas de titanio finísimas, sobre las que se tiende un recubrimiento resistente y al mismo tiempo conductor, de fosfato de calcio y de carbono, en la que se dispersan todas las cargas.

Tras la primera capa de alta temperatura, a una distancia de unos 15 centímetros, hay otra, aluminizada. Las caras de las placas que se miran entre sí están recubiertas por superficies brillantes que reflejan el calor, que finalmente es radiado por el hueco entre las dos capas, lateralmente. De esta manera, el calor desciende entre la primera y la segunda capa de 500ºC a 50ºC. El sistema se probó primero en simulaciones por ordenador.

La barrera negra: Gracias al escudo térmico podrá el Orbitador Solar acercarse mucho al Sol. Fuente: Airbus Defense and Space

Para que la protección funcione es fundamental que el escudo esté colocado correctamente. En cuanto la orientación se desvía más de 3,5 grados, la parte sensible de la sonda queda expuesta a la luz solar. La sonda tiene entonces solo 50 segundos para redirigir el escudo, de forma totalmente automática, hacia la superficie solar, con sus 5500ºC de temperatura, y salvar así la misión. Las correcciones manuales son demasiado lentas: mucho antes de que la señal de radio llegase a la Tierra, la sonda ya se habría estropeado.

Aunque el Orbitador Solar es una misión de esas llamadas poco halagüeñamente de «clase mediana», la ESA persigue con ella un objetivo científico ambicioso: sus datos deberían elucidar la cadena completa de interacciones electromagnéticas desde la atmósfera solar hasta el espacio interplanetario. Ciertamente se conocen muchos fenómenos individuales en la atmósfera solar, pero no siempre sus orígenes y conexiones. Hasta hoy, por ejemplo, dista de estar claro cómo se genera en la corona solar el campo magnético del viento solar y cómo se crean las erupciones solares de radiación de partículas que llegan hasta nosotros en la Tierra.

La sonda, que pesa 1800 kilogramos, está equipada con diez instrumentos; nueve de ellos son de la ESA y uno de la NASA. Esa carga útil del Orbitador Solar se divide en los llamados instrumentos «in situ» y en los instrumentos de detección remota. Los instrumentos «in situ» miden las partículas cargadas eléctricamente, el plasma y los campos magnéticos presentes donde se encuentre la sonda.

Los instrumentos de detección remota observan, por el contrario, los procesos dinámicos que se producen en la superficie del Sol y cerca de ella. Mientras que los cuatro aparatos «in situ» están instalados en una percha, protegidos tras el escudo térmico, los otros miran a través de aberturas en el escudo.

Uno de los objetivos principales es que el Observador Solar fotografíe las regiones polares del Sol. A la misión Ulises ya se le dio una trayectoria polar, pero a una distancia de 1,5UA, y sin cámaras. No tenemos, pues, ninguna imagen. Los polos desempeñan un papel central en la explicación del ciclo del campo magnético del Sol.

Esa es la razón de que el Orbitador Solar emprenda este largo viaje. La sonda rodeará el Sol a una distancia mínima de 45 millones de kilómetros de distancia y ofrecerá datos, pero en la trayectoria inicial no podrá ver los polos como se necesita. Solo en enero de 2028, tras nuevas aproximaciones a la Tierra y a Venus, habrá girado más de 30 grados con respecto al plano del sistema solar y será entonces cuando pueda echar una mirada sin precedentes a la estrella. Con dos de los instrumentos tomará imágenes de todo el disco solar y resolverá estructuras de un tamaño de 200 kilómetros.

Por lo tanto, los científicos participantes tendrán que esperar un poco para conocer los resultados más emocionantes. Sin embargo, el trabajo empieza inmediatamente tras el despegue. Habrá que ver si los instrumentos de la sonda sobreviven al calor: la prueba de madurez de todos los vuelos espaciales. A finales de mayo, si todo va bien, se producirán las primeras observaciones regulares de los instrumentos «in situ». En resumen: al año que viene tendremos los primeros resultados sobre el campo magnético y las mediciones «in situ» del plasma del viento solar.

La denominada «fase de crucero», es decir, la aproximación hasta el Sol, durará hasta noviembre de 2021. Mientras, se abrirán los portillos del escudo para que los telescopios que tienen detrás reciban su primera luz, pero eso servirá de momento nada más que para la calibración. La misión regular con los instrumentos de toma de imágenes solo empezará después.

Entre los instrumentos de detección remota a bordo la estrella es sin lugar a dudas la Cámara Polarimétrica y Heliosísmica (PHI). Otros aparatos, como los coronógrafos, con sus tomas de las erupciones solares, mostrarán imágenes que, como las de PHI, serán verdaderamente espectaculares.

Aunque las esperanzas puestas en este caro dispositivo son altas (su desarrollo costó decenas de millones de euros). PHI es sin duda el instrumento más complejo; es el que mide a mayor profundidad en la atmósfera, e incluso en las capas convectivas que rodean el núcleo. Así, de los patrones de las vibraciones del plasma en la superficie solar se podrán sacar conclusiones acerca de los procesos subyacentes, como pasa con los sismogramas de los terremotos terrestres.

Con la ayuda de PHI, el equipo querría ante todo determinar la intensidad y la dirección del campo magnético en la superficie del Sol. El campo magnético es el principal portador de energía para todos los procesos dinámicos de la atmósfera solar. No solo hay que observar la superficie, sino las entrañas del Sol, que es donde se generan los campos magnéticos.

El Orbitador Solar es ya la vigésima misión que estudia el Sol y sus emisiones. Su coste es de 1200 millones de euros. De ellos, 800 los aporta la ESA. Ha habido instrumentos que han observado el Sol con mayor resolución y misiones que han volado cerca y lejos de la eclíptica, pero una misión con un instrumental tan completo, no la ha habido. No solo complementa misiones anteriores, sino que las potencia.

Es la combinación de datos el criterio decisivo. El viento solar se ha investigado ya, a diferentes distancias, pero lo nuevo es que hay a bordo un instrumento que mide la química del viento solar: no solo, pues, los electrones, protones y partículas alfa, sino también el hierro, el oxígeno y otros elementos. Se puede relacionar todo eso con los espectros de la superficie solar, ya que con un espectrómetro de ultravioletas captará esos elementos. Cabe esperar que de esta forma se establezca el origen de los paquetes individuales de partículas cargadas. El Orbitador Solar tiene además la oportunidad de medir puramente el viento solar, con las mínimas interferencias posibles (analizado desde la Tierra, intervienen muchos otros procesos).

Los conocimientos que se adquieran con la misión podrían ser importantes. Los precursores electromagnéticos de las grandes erupciones solares perjudican con frecuencia a los satélites y a otros sistemas de comunicación. El Orbitador Solar es una misión investigadora que persigue también descubrir los mecanismos que causan esas erupciones que ayudará a elaborar un pronóstico del tiempo espacial.

El Orbitador Solar girará durante siete años alrededor del Sol, y si toda va bien, tres más. Si tras las aproximadamente veinte vueltas alrededor del Sol todavía queda combustible, la sonda se acercará un poco más al Sol. Otra posibilidad es enviarlo al planeta Venus y hacerlo zambullirse en su atmósfera, para aprovechar el buen escudo protector que tiene.

Fuente: Noticia de ESA- Solar Orbiter, 17 de febrero de 2020




Las ráfagas rápidas de radio: FRB

Localización de FRB180916 en su galaxia espiral. Fuente: MARCOTE ET AL. / NATURE

Las ráfagas rápidas de radio (FRBs) traen de cabeza a los astrónomos. Según se suceden los descubrimientos, se obtiene más información sobre sus características. Pero su origen sigue siendo un enigma.

El descubrimiento de las ráfagas ultrarrápidas de ondas de radio («Fast Radio Bursts» o, simplemente, FRBs) recuerda en muchos aspectos al descubrimiento de los púlsares, uno de los episodios más apasionantes de la historia de la astronomía. Y es que la repetición regular de los pulsos llevó, en ambos casos, a evocar la posibilidad de que fuesen emitidos por algún sistema inteligente extraterrestre. En el caso de los púlsares, las emisiones se relacionaron muy pronto con las estrellas de neutrones. Sin embargo, la determinación del origen de los FRBs está llevando mucho más tiempo.

Recreación de una ráfaga rápida en ondas de radio. JIVE

El problema preocupa a los astrónomos desde que en 2007 se detectase la primera ráfaga en un archivo de datos recogidos en 2001 por el radiotelescopio de Parkes (Australia). A este descubrimiento siguieron muchos otros hasta 2018, casi todos eran esporádicos, pero hubo uno de ellos (el denominado FRB121102) que resultó ser un fenómeno repetitivo. Estas ráfagas o FRBs son destellos en ondas de radio de banda ancha (los primeros fueron detectados en torno a los 1400 MHz), tienen muy corta duración (unos milisegundos) y son muy brillantes: en esos milisegundos pueden radiar tanta energía como el Sol en un día. Las posiciones de las que proceden son puntos muy localizados del espacio, puntos que recientemente se han identificado en galaxias externas para cinco de ellos.

El estudio de los FRBs se aceleró con la puesta en marcha de un nuevo radiotelescopio en Canadá en el año 2018: el denominado CHIME (Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment). Aunque CHIME se construyó principalmente para llevar a cabo estudios de cosmología, pronto se reveló como una herramienta idónea para, utilizando la banda ancha de sus receptores, detectar nuevos FRBs. Poco tiempo después de su puesta en marcha, ya había detectado numerosas ráfagas FRBs (se conocen hoy más de 100). Y lo que es más importante, ya en 2018 detectó 8 nuevos destellos repetitivos que venían a sumarse a FRB121102.

Vemos pues que los FRBs pueden clasificarse en esporádicos, que solo se han dado una vez, y repetitivos: los que han producido varios destellos procedentes exactamente del mismo lugar en el espacio. Aún no sabemos si los FRBs esporádicos tienen el mismo origen que los repetitivos.

La Red Europea de VLBI EVN.EVN/JIVE/P. BOVEN

El mayor problema para el estudio de los FRBs es que su posición se suele conocer con muy poca precisión (algo inherente a las observaciones clásicas de ondas de radio). Así que no es posible identificar en el cielo de qué lugar preciso procede, de qué estrella o galaxia. El FRB es tan rápido que no da tiempo a rastrear la zona en la que se originó con otro telescopio más preciso, por ejemplo, una red de telescopios como la Red Europea de VLBI (EVN). Así pues, del centenar de FRBs que se conocen, tan solo se ha podido establecer su origen en galaxias concretas para cuatro de ellos: la estadística es realmente pobre.

Los tres primeros esporádicos que se detectaron proceden de galaxias muy lejanas (a distancias de más de 50.000 millones de años-luz) y masivas con poca formación estelar, mientras que FRB121102 procede de una pequeña galaxia enana con un núcleo activo y gran actividad en formación de estrellas. Ello llevó a pensar que quizás los FRBs esporádicos procedían de eventos catastróficos en galaxias muy masivas y lejanas, mientras que los repetitivos podían proceder de otro tipo de astro en galaxias con formación estelar. Sin embargo, un nuevo descubrimiento ha venido a echar por tierra esta (precaria) clasificación.

El astrofísico español Benito Marcote, trabajando en el Instituto Conjunto Europeo para VLBI (JIVE) en los Países Bajos, ha coordinado al equipo de astrónomos que ha estudiado con mucho detalle uno de los pulsos repetitivos detectados con CHIME: el denominado FRB180916.

Marcote utilizó la Red Europea de VLBI (EVN, red en la que participa el radiotelescopio de IGN en Yebes) para medir con mucha precisión la posición del punto del que surgen las ráfagas. Después, con el gran telescopio GEMINI Norte emplazado en Hawai, se identificó que este punto está ubicado en una región de formación de estrellas de una galaxia espiral a tan solo 500 millones de años-luz de distancia. Esta galaxia no se parece pues ni a las tres galaxias que albergan los FRBs esporádicos identificados hasta la fecha, ni a la irregular enana en la que se origina el repetitivo FRB121102. Por tanto, Marcote concluye que los FRBs repetitivos pueden tener características diversas y originarse en galaxias de diferentes tipos. Los resultados de Marcote y colaboradores se publicaron en la revista Nature.

Entre tanto CHIME sigue detectando más y más FRBs de todos los tipos. En una nueva publicación el equipo canadiense acaba de anunciar que ha detectado otros nueve FRBs repetitivos en el año 2019, por lo que ya se dispone de un total de dieciocho para poder intentar localizar su origen preciso. Y lo que es más impresionante, los autores anuncian la publicación inminente de un catálogo de 700 FRBs esporádicos. Con tal conjunto de observaciones, y con la utilización de observaciones de VLBI para medir la posición precisa de algunos de los FRBs, se comienzan a tener datos suficientes para discriminar entre las teorías que tratan de explicar el origen de estos fenómenos tan misteriosos.

Recreación de un FRB repetitivo creado en un sistema estelar masivo

Para los FRBs esporádicos, las teorías que cuentan con mayor aceptación son las que se refieren a un gran cataclismo, como la colisión de dos objetos extremadamente densos, estrellas de neutrones o agujeros negros. Para los recurrentes, se piensa en fenómenos de inestabilidad en objetos igualmente masivos, quizás también en parejas. Tampoco se excluye hoy que muchos de los considerados esporádicos pudiesen ser realmente recurrentes, pero que no se hayan detectado otras ráfagas en ellos por falta de sensibilidad en las observaciones.

El caso es que la incertidumbre es enorme y el número de teorías que intentan explicar el origen de los FRBs sigue multiplicándose.

Rafael Bachiller es director del Observatorio Astronómico Nacional (Instituto Geográfico Nacional) y académico de la Real Academia de Doctores de España

Fuente:
Artículo de RAFAEL BACHILLER en el mundo ciencia, 7 febrero 2020




La disminución de brillo de Betelgeuse

NOTA: Cuando cerramos esta edición, la AAVSO acaba de anunciar que Betelgeuse parece empezar a aumentar de brillo en lo que puede ser la recuperación de un anómalo ciclo de 430 días en su variabilidad. Aún así, el artículo, tiene mucho interés puesto que analiza las causas de la disminución en profundidad y los medios para su observación, por lo que lo recogemos aquí.

En menos de 6 meses el brillo de Betelgeuse, la famosa estrella de la constelación de Orión, se ha reducido casi a la mitad, anunciando lo que podría ser el principio del final de la gigante roja.

Esta imagen combina datos tomadas por el conjunto de antenas ALMA de la emisión producida por la estrella (disco central naranja) y de aquella producida por gas que la rodea de forma irregular y que habría sido producido por erupciones estelares en los últimos milenios. Fuente: Pierre Kervella, http://bit.ly/39ov3OX

Más o menos desde julio de 2019 astrónomos de todo el mundo que monitorizan «permanentemente» el brillo de algunas estrellas interesantes, han notado como la estrella en el hombro o axila de Orión (en árabe»Ibt al-Jauza» que «transliterado» al latín terminó siendo Betelgeuse) y que a principios de ese año ocupaba la posición 9 entre las más brillantes del firmamento, ha perdido casi 13 lugares y al final de 2019, se ubica ya en el puesto 22 del orden de brillo celeste.

Existen dos posibilidades: o lo que estamos viendo es algo completamente normal (al menos para los estándares de Betelgeuse y las estrellas raras como ella) o estamos presenciando el principio de algo realmente inusual; tal vez, la antesala de una muy cacareada supernova galáctica (una que llevamos esperando 400 años).

Betelgeuse, a pesar de su nombre astronómico alternativo, «Alfa Orionis», es la segunda estrella más brillante de la constelación de Orión (la más brillante hoy es Rigel, la pierna de Orión). Esto, sugiere que en otro tiempo podría haber sido más brillante que Rigel (hay dudas de si Bayer asignó a Betelgeuse el primer lugar por esta razón; ver http://bit.ly/2ZzX4yA)

Este detalle pone en evidencia una característica bien conocida de la estrella: su brillo no es constante. Betelgeuse es lo que los astrónomos llaman una «variable semi-irregular».

En realidad se han «identificado» dos ciclos superpuestos en las variación del brillo de Betelgeuse: uno de aproximadamente 1 año y otro de unos 6 años. Un análisis reciente ha mostrado que justo a finales de 2019 los dos ciclos podrían estar en su mínimo, lo que haría que los fenómenos que los causan (fenómenos considerados «normales» para la estrella) se estarían superponiendo y esto explicaría por qué el descenso tan pronunciado del brillo actual.

En promedio, el brillo de Betelgeuse en esta escala es de +0.50, mientras que el de Rigel es +0.12. En los últimos 6 meses el brillo de la estrella en el hombro de Orión ha disminuido hasta tener una magnitud de +1.30, un brillo cercano al de la débil estrella Shaula, la punta del aguijón del Escorpión. Si se tratará de una estrella variable cualquiera, esta disminución no sería más que una curiosidad astrofísica, tal vez sin mayor trascendencia más allá de los círculos académicos. El problema es que Betelgeuse no es una estrella cualquiera.

A pesar de ser una de las estrellas más estudiadas en la historia (aparte del Sol, naturalmente) su distancia no se conoce con precisión. Se estima que Betelgeuse podría estar a entre 400 y 800 años-luz del Sistema Solar (con un valor medio de unos 600 años-luz que usaremos por facilidad a partir de ahora).

Esta enorme incertidumbre hace que muchas de las propiedades físicas que estimamos para ella sean también muy inciertas: a pesar de su popularidad, Betelgeuse es todavía una honorable desconocida. Por eso no se puede saber con certeza qué le está pasando a Betelgeuse.

Si usamos esta distancia y su brillo total (incluyendo la luz infrarroja, que emite en abundancia pero es invisible a nuestros ojos) podemos estimar la luminosidad o potencia de la estrella (cuántos vatios produce). El resultado es sencillamente alucinante: Betelgeuse es, en promedio, entre 76.000 y 200.000 veces más potente que el Sol (con un valor admitido normalmente de unos 130.000 luminosidades solares).

Su parte exterior o fotósfera (aquella zona desde la cual nos llega la luz que percibimos) está a solo 3.500 grados, muy fría para los estándares estelares: la fotosfera del Sol, por ejemplo, está 2.000 grados más caliente.

Pero los cuerpos «fríos» incandescentes no deberían ser tan potentes (esta es una regla básica de la física). La única manera para explicar por qué Betelgeuse es tan luminosa es admitiendo que es inmensamente grande: aunque sea fría, su superficie emisora debe ser enorme.

Usando la estimación de su potencia y su temperatura, es fácil calcular que el tamaño de Betelgeuse tiene que ser no menor de entre 500 y 700 veces el tamaño del Sol. Si colocáramos a nuestra protagonista en el centro de una copia del Sistema Solar, su «superficie» estaría ubicada más allá de la órbita de Júpiter. Vista desde la distancia de Plutón, en este Sistema Solar alternativo, Betelgeuse brillaría 100 veces más que el Sol visto hoy desde la superficie de la Tierra.

Es tan grande Betelgeuse, que aparte del Sol, es una de las pocas estrellas a la que hemos medido su diámetro aparente.

Betelgeuse es una estrella tan grande que su superficie puede ser «fotografiada» desde la Tierra (en la imagen se ve una fotografía tomada por el telescopio espacial Hubble). Si la colocáramos en el lugar del Sol, abarcaría un espacio tan grande como la órbita de Júpiter e incluso podría llegar hasta la órbita de Saturno (dependiendo de cuál sea su verdadera distancia). Fuente: Hubble

Usando algunos de los telescopios más potentes de la Tierra, incluyendo el telescopio espacial Hubble y recientemente el conjunto de antenas de ALMA, la superficie y el espacio vecino de la estrella ha podido ser observada en detalle.

Los resultados de estas observaciones son realmente extraños. El «cuerpo» principal de la estrella en realidad podría extenderse hasta un tamaño entre 700 y 1.100 veces mayor que el del Sol (lo que la acercaría a la órbita de Saturno en el Sistema Solar descrito antes). Más allá de ese límite, la estrella parece rodeada de una tenue y heterogénea nubosidad, producto de lo que parecen haber sido enormes erupciones de plasma que comenzaron hace entre 30.000 y 100.000 años. Betelgeuse, literalmente se está desbaratando y lo viene haciendo casi durante el mismo tiempo en el que el Homo Sapiens se pasea por la Tierra.

Otro dato interesante que nos revelan las recientes observaciones hechas con ALMA, es que la estrella rota muy lentamente: un punto imaginario situado en su superficie podría tardar 36 años en dar una vuelta completa. En comparación, al Sol le toma solo un mes girar.

Medida del efecto Doppler en la luz producida por el monóxido de Silicio presente en la atmósfera de Betelgeuse que han permitido recientemente estimar la velocidad de rotación de la estrella (barra de colores) y de allí el tiempo que le toma darse la vuelta. Fuente: Pierre Kervella, http://bit.ly/2MJPADT

ALMA también nos ha revelado que su «atmósfera» exterior, muy diluida y transparente podría extenderse incluso a una distancia mayor a 100 unidades astronómicas, lo que implicaría que, incluyendo su «irregular atmósfera», Betelgeuse cubriría casi todo el sistema solar si la pusiéramos en lugar de nuestra estrella.

Pero hay un aspecto aún más curioso sobre nuestra protagonista que puede verse en la imagen abajo: Betelgeuse está volando disparada alejándose del lugar en el que se formó. Según recientes modelos del movimiento de la estrella, Betelgeuse parece haber nacido dentro de la nebulosa de Orión en compañía otras estrellas vecinas de la constelación, incluyendo, por ejemplo, las estrellas del cinturón de Orión. Una vez nació y seguramente por algún encuentro cercano con una hermana mayor, Betelgeuse salió disparada y hoy está atravesando una zona aparentemente vacía de la nube.

La evidencia de su frenético movimiento, es un «frente» de choque que se hace visible cuando se toma una imagen en luz infrarroja de la estrella y sus alrededores. Aparte de ser una interesante curiosidad, esta imagen le ha permitido a los astrónomos estimar la cantidad de masa que está perdiendo actualmente Betelgeuse en el espacio; pero también la que ha perdido en los últimos milenios e incluso el tiempo que lleva «desbaratándose».

Imagen del frente de choque producido por la atmósfera irregular y extendida de Betelgeuse al moverse «supersónicamente» en el gas de la nube molecular gigante de Orión. Fuente: Telescopio Herschel / Leen Decin / ESA

En un milenio Betelgeuse ha perdido el equivalente a la masa de 2 planetas como Júpiter completos. Después de entre 30.000 y 100.000 años de emitir plasma a ese ritmo, la estrella ha expulsado tanta masa como la que contiene una estrella enana entera. Si pudiéramos reunir con una «pala cósmica» las erupciones de Betelgeuse en los últimos 100 milenios, tendríamos gas suficiente para hacer una estrella del tamaño de la vecina Proxima Centauri.

El mismo hecho de que Betelgeuse está desbaratándose nos aporta precisamente una de las pistas más importantes para conocer su estado evolutivo actual y su futuro inminente.

El primer dato clave es la masa de la estrella. Pesar a Betelgeuse ha sido realmente difícil. No hay nada cerca (una compañera, un planeta) que nos permita medir su gravedad. Para estimar la masa de estrellas como Betelgeuse, los astrónomos simulan la evolución de miles de «estrellas sintéticas» (estrellas en el computador) con masas y composiciones químicas diversas.

Durante esa evolución, las «estrellas sintéticas» cambian su potencia, su tamaño y temperatura exterior. En algunos modelos, incluso, es posible predecir erupciones de materia similares a los que hemos observado en la Betelgeuse real y determinar su magnitud y duración.

Comparando los resultados de todas esas simulaciones con las propiedades observadas de Betelgeuse (incluyendo especialmente los datos sobre la pérdida de masa), los científicos pueden resolver varias incógnitas a la vez.

Un ejemplo de cómo los astrónomos determinan la masa y edad de estrellas como Betelgeuse. El dibujo es una parte del famoso diagrama H-R que sirve para representar la potencia (eje vertical) y la temperatura (eje horizontal) de una estrella, especialmente de sus cambios (líneas). Las propiedades observadas de Betelgeuse corresponden al punto negro y las barras representan los errores. Cada una de las líneas corresponde a la evolución de estrellas sintéticas diferentes (con masas entre 18 y 22 masas solares). Como puede verse, la tarea de interpretar cuál corresponde a Betelgeuse, no es sencilla. Las conclusiones por lo tanto deben interpretarse con cuidado. Fuente: Dolan et al. (2016) http://bit.ly/39q7NzY

Una vez encontrada la estrella sintética que, después de evolucionar en el ordenador, se parece más a Betelgeuse, es posible: (1) estimar cuál es la masa de Betelgeuse, (2) estimar cuál es su edad, (3) estimar que combustible está quemando actualmente, (4) estimar cuánto tiempo le queda para quemar el combustible que le resta. Los resultados, otra vez, son muy inciertos, pero una historia consistente ha empezado a emerger en las últimas décadas.

Betelgeuse podría tener una masa entre 15 y 25 masas solares. De ese amplio rango, la masa asumida por los modelos más recientes para predecir su evolución presente y futura es de 20 masas solares. Es decir, algunas de las conclusiones presentadas a continuación podrían modificarse bastante si la masa es mucho menor o mucho mayor.

Su edad podría estar entre 8 y 8,5 millones de años. Es decir, Betelgeuse nació cuando vivía en la Tierra el último antepasado común de los Gorilas y Homo Sapiens.

La estrella es «reciente», pero muy «vieja» (evolucionada): si creemos en los modelos, Betelgeuse ya habría consumido completamente todo el Hidrógeno en su centro. Es más, a juzgar por su enorme tamaño y potencia, la estrella se encuentra actualmente en una fase conocida como «rama de supergigante roja» (RSG por su sigla en inglés) en la cual la fuente más importante de energía proviene de la fusión nuclear de Helio para formar principalmente Carbono.

Todo parece indicar que Betelgeuse todavía no ha empezado a fusionar ese Carbono (que sería la siguiente etapa en su vida) lo que nos da una idea muy precisa de cuánto tiempo podría faltar para su espectacular final.

Pero hay un factor que complica las cosas: la rotación. Si Betelgeuse rota muy lentamente, como parecen indicar las últimas observaciones de ALMA, los movimientos convectivos en su interior podrían mezclar el material de la estrella y llevar combustible «fresco» al centro, manteniendo la «llama encendida» por más tiempo. Esto retrasaría el inicio de las siguientes fases de la evolución estelar y naturalmente haría que tuviéramos que esperar aún más para su explosivo desenlace.

Si creemos en los modelos más recientes (2016), es decir, si admitimos que Betelgeuse tiene 20 masas solares y todavía no ha terminado de quemar todo el Helio que fabrico en el centro durante su vida adulta, el tiempo que le restaría de vida estaría entre 100.000 y 1 millón de años.

En el primer caso, la probabilidad de que Betelgeuse estalle como una Supernova durante el lapso de nuestras vidas, sería de 1 en 1.000.

Pero si el escenario es menos favorable (la estrella es menos masiva o en su interior los elementos se mezclan con eficiencia), no existe ninguna posibilidad de que veamos fuegos artificiales en Orión mientras estemos vivos.

Sin embargo, hay todavía una remota posibilidad. Supongamos que nuestro modelo de referencia no es el correcto. Imaginemos que Betelgeuse en realidad tiene la masa más grande admisible por las observaciones (25 masas solares). Supongamos que la estrella ya terminó de fusionar Helio (lo que es todavía admisible dentro de las incertidumbres observacionales) y que ayer, tal vez por la mañana, el Carbono en su centro acaba de encenderse. Si ese fuera el caso ¿cuánto tardaría Betelgeuse en estallar?

La física nuclear explica que cuanto más pesado el combustible, más caliente debe estar el plasma para fusionarlo; y a mayor temperatura, más rápidas son también las reacciones nucleares. Según las estimaciones más conservadoras (ver tabla) a Betelgeuse le tomaría tan solo 600 años quemar todo el Carbono fabricado en su centro, 6 meses quemar a continuación el Oxígeno y menos de 1 día para estallar.

Estructura del núcleo de una estrella de 25 masas solares al final de su vida y tiempos estimados para la fusión completa de cada combustible nuclear. Fuente: Swinburne University, http://bit.ly/2SCgFfV traducida por «el Kiosco»)

En una coincidencia asombrosa, 600 años es justamente la distancia en tiempo-luz que nos separa de la gigante agonizante.

Si el proceso de fusión de Carbono hubiera comenzado justamente en la baja edad media, mañana posiblemente estaría ocurriendo la explosión de Supernova… pero en Betelgeuse; en la Tierra, todavía tendríamos que esperar 600 años para que ver en al cielo el episodio final de esta historia.

De modo que ni siquiera en el escenario más favorable parece probable que veamos pronto la supernova .

En el artículo se describe en imágenes y vídeo lo que veríamos en el cielo si Betelgeuse hubiera explotado como Supernova hace 600 años. Primero presenciaríamos un poderoso pero corto estallido (algunos minutos u horas), después veríamos como el brillo de la estrella crece hasta alcanzar una magnitud de -12.4 (similar a la de la Luna llena). Durante varias semanas podríamos leer a la luz de Betelgeuse. El brillo de la estrella sería tan grande y estaría tan concentrado que es posible que no pudiéramos mirar directamente hacia ella sin sufrir daños. Durante este tiempo Betelgeuse sería visible incluso de día. Al cabo de unos meses desaparecería primero del cielo diurno y después también del cielo nocturno. Con un telescopio, a lo largo de décadas, empezaríamos a notar cómo en el lugar en el que antes había una estrella empezaría a crecer en tamaño una nebulosa (resto de la supernova).

Magnitud promedio semanal de Betelgeuse en los últimos 50 años. Es bastante notable la reducción del brillo de los últimos meses, que, según estos datos, no tiene precedente en el último medio siglo. Fuente y metodología: http://bit.ly/2sxUyga

Si Betelgeuse no va a explotar pronto como una Supernova, ¿qué es exactamente lo que le está pasando a la gigante? Como puede apreciarse en las curvas de la imagen arriba, Betelgeuse es realmente una estrella voluble e impredecible. Su brillo varía (aparentemente) de forma errática y lo hace en el lapso de unos pocos meses, justo como está ocurriendo ahora.

A nadie que conozca realmente la estrella, como espero lo estamos haciendo todos por estos días después de este inusitado interés, le debería sorprender realmente el comportamiento intempestivo de la gigante de Orión.

Los astrónomos que estudian la estrella han postulado distintas causas para estos cambios. De un lado la estrella podría sufrir cambios en su tamaño y temperatura (pulsaciones), como las hemos visto en otras estrellas envejecidas. Estas pulsaciones hacen que la estrella se vuelva más caliente y por lo tanto más luminosa, cuando la estrella se encoje; y viceversa.

Si lo que estamos viendo en Betelgeuse es un cambio en su tamaño, la estrella se debe estar enfriando mientras se hincha.

Adicionalmente, y como sucede en estrellas como el Sol y la misma Betelgeuse, la superficie de la gigante podría tener parcelas inmensas más oscuras o más brillantes que el resto de la superficie; manchas o fáculas estelares como las llamamos en el caso del Sol.

Estas manchas podrían aparecer y desaparecer de forma impredecible, no solo por efecto de sucesos desconocidos que ocurren cerca de la superficie de la estrella, sino también porque su rotación hace que aparezcan y desaparezcan en el borde.

Si este es el caso, tal vez lo que estamos viendo es que Betelgeuse se está dando la vuelta lentamente y nos está mostrando un lado más oscuro del que habíamos visto en los últimos 15 años.

Pero quizás el efecto más notable que podría ser responsable de estas variaciones en el brillo, en especial una tan pronunciada como la que estamos presenciando ahora, sea la increíblemente compleja estructura de sus «celdas convectivas».

Celdas convectivas de Betelgeuse. Fuente: Investigación y Ciencia

Betelgeuse, así como el Sol, es una «olla hirviente» de plasma. En ella, material calentado en el interior se hace más ligero y flota hasta asomar en la superficie como una mancha brillante (este material forma lo que los astrofísicos llaman una «celda convectiva»); después de muchos meses, al enfriarse, se vuelve más opaco, más denso y se sumerge nuevamente en la estrella.

La creación, ascenso y descenso de estas celdas es completamente aleatorio y prácticamente impredecible. Tal vez lo que estamos viendo no sea más que el momento en el que el material de una enorme celda convectiva, que cubre una porción significativa de la superficie, se haya enfriado oscureciendo la cara de la estrella y justo ahora empieza a hundirse para iniciar un nuevo ciclo.

O tal vez no. Todavía queda mucho por aprender sobre la estrella en el sobaco del gigante.

Fuente:
Investigación y Ciencia, 30 de diciembre de 2019

Muchos más detalles en:
nota de prensa de ESO, eso2003 de 14 de febrero 2020




La misión europea CHEOPS estudiará exoplanetas

Ilustración de la sonda Cheops con un sistema de exoplanetas al fondo. Fuente: Medialab ESA / ATG

La misión europea Cheops se lanzó el miércoles en un programa para mejorar nuestra comprensión de cientos de exoplanetas conocidos.

El 18 de diciembre, un cohete ruso Soyuz lanzó con éxito la primera misión espacial verdaderamente europea dedicada al estudio de planetas extrasolares. A diferencia de las misiones Kepler y TESS de la NASA, el satélite de caracterización de exoplanetas (Cheops) no buscará nuevos planetas. En cambio, estudiará en detalle algunos cientos de exoplanetas conocidos que transitan estrellas brillantes.

Los planetas en tránsito se detectan cuando apenas atenúan la luz de su estrella cuando la cruzan. Pero si bien un tránsito puede delatar la presencia de un planeta, otros detalles pueden ser difíciles de obtener.

La clave es que con Cheops se tendrá la resolución necesaria para medir con precisión los tamaños de los planetas más pequeños que Neptuno, lo que no podemos hacer desde tierra. El tamaño es crucial para determinar las propiedades generales de un planeta, como la composición.

Cheops mide aproximadamente 1,5 metros de ancho y pesa poco menos de 300 kilogramos. Tiene un telescopio de 30 centímetros y un detector CCD electrónico que mide repetidamente el brillo de las estrellas con una precisión de 20 partes por millón cada 30 a 60 segundos. La precisión ultra alta lo convierte en un proyecto «muy suizo» (se trata de un proyecto compartido entre ESA y Suiza).

Combinado con el conocimiento del tamaño de la estrella obtenido de la misión Gaia de la ESA, las observaciones precisas de Cheops de los tránsitos planetarios producirán valores exactos para los tamaños de los planetas. Las determinaciones de masa de las observaciones de seguimiento de la velocidad radial proporcionarán información sobre la composición del planeta.

En la lista de objetivos de Cheops, hay una serie de exoplanetas interesantes, como 55 Cancri-e una «super-Tierra» muy caliente y el gigante de gas más caliente conocido, KELT-9b. Sin embargo, no observará Trappist-1, por ser demasiado débil para Cheops.

Las curvas de luz precisas durante la entrada y la salida de un exoplaneta pueden arrojar luz sobre la existencia, y la estructura vertical, de cualquier atmósfera. En principio, las observaciones de Cheops también podrían proporcionar evidencia de la existencia de «exolunas». Eso será un difícil desafío, porque una luna solo puede detectarse si es relativamente grande en comparación con el planeta. Actualmente no sabemos cuántos planetas tienen lunas considerables.

El costo total de la misión (unos 100 millones de euros) es compartido a partes iguales por la ESA y un consorcio de 11 países europeos, liderados por Suiza, que aporta aproximadamente 30 millones de euros. CHEOPS es la primera misión pequeña en el programa Cosmic Vision 2015-2025 de la ESA.

El equipo científico de 30 personas de Cheops está dirigido por el premio Nobel Didier Queloz (Universidad de Ginebra), co-descubridor del primer exoplaneta que orbita una estrella similar al Sol. Una quinta parte del tiempo de observación del satélite está abierto para los programas de observación invitados a través de la ESA. Las propuestas que hacen uso de las capacidades únicas de Cheops se seleccionarán en función de su mérito científico, siempre y cuando los objetivos no estén ya en la lista de objetivos de Cheops.

Se espera que la duración nominal de la misión de 3,5 años se extienda. Sin embargo, la precisión de la medición comenzará a deteriorarse lentamente después de aproximadamente cinco años, como resultado de los rayos cósmicos que impactan en las cámaras CCD.

Cheops es la primera misión europea de exoplanetas, pero no será la última. En 2026, la misión PLATO de Tránsito Planetario y Oscilaciones de las estrellas buscará hasta un millón de estrellas en busca de planetas en tránsito similares a la Tierra. Dos años más tarde, ARIEL, el Estudio Topográfico de Exoplanetas en Infrarrojo de Detección Remota Atmosférica estudiará las atmósferas de al menos 1,000 exoplanetas conocidos.

Fuente:
noticia de ESA, 18 de diciembre de 2019




Usando los seísmos en Marte para comprender su geología

Ilustración de la sonda InSight sobre la superficie de Marte, con sus instrumentos desplegados por el brazo robótico. Sobre el suelo marciano, a la izquierda, el sismómetro, a la derecha la sonda térmica y, bajo la cubierta de la nave, el magnetómetro. Fuente: NASA

La nave InSight de la NASA ya ha detectado más de 300 temblores en la superficie del planeta rojo y ha logrado averiguar dónde se originaron algunos de ellos.

Los seísmos de Marte, tienen lugar a un ritmo vertiginoso. Desde su punto de aterrizaje cerca del ecuador marciano, la misión InSight de la NASA detecta cerca de dos de estos temblores al día, y la cadencia no deja de aumentar.

Desde que llegó a Marte hace poco más de un año, InSight ha detectado 322 seísmos, que son los primeros detectados en Marte o en cualquier otro cuerpo celeste que no sea la Tierra o la Luna. Los científicos pretenden usarlos para explorar el interior del planeta rojo y, en particular, para estudiar su corteza, manto y núcleo.

La mayoría de esos terremotos son muy débiles, mucho más que cualquier temblor que podamos sentir en la Tierra. Pero un par de ellos han sido lo bastante intensos (casi de magnitud 4 en la escala de Richter) para que los científicos pudieran descubrir dónde se originaron.

Dos de los mayores seísmos se produjeron en las Fosas de Cerbero, un área geológicamente activa que se encuentra a unos 1600 kilómetros al este de InSight. Dichos temblores podrían haberse desencadenado al liberarse la tensión acumulada a lo largo de las fallas geológicas de la corteza marciana.

La misión también ha descubierto unos misteriosos pulsos magnéticos que aparecen cada día, alrededor de la medianoche, en torno al módulo de aterrizaje. Pero uno de los principales objetivos de InSight, introducir una sonda térmica en la superficie marciana, a 5 metros de profundidad, parece aún lejano y ha generado muchas frustraciones. La sonda, apodada «el topo», ha encontrado más fricción en el terreno de la que esperaban los científicos. En octubre, incluso retrocedió y salió inesperadamente de su perforación.

El sismómetro de alta sensibilidad de InSight busca temblores de noche, cuando amainan los vientos que azotan la superficie durante el día.

Los seísmos pueden ser de dos tipos, dependiendo de su frecuencia. Las señales de alta frecuencia, las más habituales, podrían provenir de terremotos que perturban la poco profunda corteza marciana, mientras que las de baja frecuencia llegarían desde el manto del planeta.

Dos de los temblores más intensos, ambos de baja frecuencia, se registraron en mayo y julio 2019. Los miembros del equipo fueron capaces de rastrear el origen de la energía sísmica hasta las Fosas de Cerbero, un área que presenta actividad geológica reciente, como fallas que parecen haberse movido en los últimos diez millones de años.

Los investigadores ya habían predicho la posibilidad de que InSight detectase seísmos provenientes de las Fosas de Cerbero antes incluso de lanzar la nave. Las fallas de esa región podrían acumular estrés en sus extremos, según un estudio que identifica esa como la posible causa de los terremotos registrados por InSight.

La asiduidad con que se producen los temblores ha ido en aumento, desde unos pocos temblores esporádicos justo después del aterrizaje de InSight hasta el ritmo actual de dos seísmos al día. Los científicos de la misión aún no están seguros del motivo.

Igual de misteriosos son los pulsos magnéticos que aparecen cada noche. InSight los detectó con su magnetómetro y se piensa que están relacionados con algo que ocurre en el espacio alrededor de Marte. Una hipótesis es que se crean cuando las partículas cargadas del viento solar chocan contra el planeta.

El mayor revés de InSight hasta ahora está relacionado con su sonda térmica. Aunque comenzó a horadar la tierra tal y como estaba planeado, en octubre llegó el desastre: de repente, retrocedió y salió parcialmente de su agujero.

Los ingenieros de la misión diseñaron esta sonda para que trabajara en un tipo de terreno diferente al que finalmente se encontró: la prepararon para un suelo no cohesivo, donde las partículas se mueven con poca fricción entre ellas, como ocurriría en una tinaja de azúcar. Pero el lugar donde aterrizó InSight resultó tener un suelo cohesivo. En ese tipo de terreno las partículas se adhieren más, como las de la harina.

Cuando la sonda comenzó a excavar, la tierra alrededor de ella se compactó y formó un hoyo. La sonda no logró generar suficiente fricción contra las paredes de ese foso como para seguir internándose en la superficie. Ya se había sospechado que esto podía ocurrir en experimentos de laboratorio con suelos cohesivos. Sin embargo, esperaban que el terreno alrededor de InSight mostrara poca cohesión, de acuerdo con lo observado en otros puntos de aterrizaje de la superficie marciana.

InSight parece haber tenido la mala suerte de posarse en un lugar donde el suelo se ha compactado en un material más duro, una especie de costra que en inglés se conoce como duricrust. Esa costra ha resultado más dura y posiblemente más gruesa de lo esperado.

Los ingenieros de la misión han tratado de resolver el problema fijando la sonda a una de las paredes del hoyo con el brazo del módulo de aterrizaje, para aumentar la fricción y que pueda seguir avanzando. Lenta y cuidadosamente, está empezando a enterrarse de nuevo.

Fuentes:
artículo traducido y adaptado por Investigación y Ciencia con permiso de Nature News Nature Research Group, 20 de diciembre de 2019

artículo en Nature 13 diciembre 2019




Una enana blanca que arrastra el espacio-tiempo, confirma la relatividad general

Al rotar alrededor de su eje en unos tres minutos, una enana blanca crea unos efectos gravitatorios que hacen que se vaya desplazando el plano orbital del púlsar con el que forma un sistema binario Fuente: Mark Myers, OzGrav ARC Centre of Excellence.

Unas observaciones recientes han confirmado el efecto «Lense-Thirring»: el arrastre del espacio-tiempo por una masa que rote, según predice la teoría de la relatividad general.

La enésima confirmación experimental de la teoría de la relatividad general de Einstein se ha producido gracias a un sistema binario de estrellas, en concreto uno formado por una estrella de neutrones y una enana blanca. La predicción confirmada es la de que un objeto que rota sobre su propio eje arrastra consigo al espacio-tiempo, o efecto Lense-Thirring, con unos efectos determinados en los parámetros orbitales de otro objeto con el que forme un sistema binario. Esta es la primera vez que encuentra confirmación gracias a unas estrellas. Lo han logrado Matthew Bailes, del Centro ARC de Excelencia del Descubrimiento de Ondas Gravitatorias (OzGrav) y sus colaboradores, como explican en un artículo en Science.

Uno de los fundamentos de la teoría es que las tres dimensiones espaciales y la temporal forman una unidad, un espacio-tiempo tetradimensional. Y ese espacio-tiempo es deformado por las masas, conforme a su magnitud. Cabe imaginar este efecto con el símil de una bola de billar puesta sobre una sábana o colchón. Si se pone después otra masa sobre la sábana, una pelota de golf por ejemplo, se acercará a la primera al caer hacia la deformación que esta ha creado. El símil sintetiza figurativamente el modelo de la gravedad formulado por la teoría einsteiniana. Pero de ella se sigue también que un objeto no solo afectará al espacio-tiempo con su masa, sino también con su rotación alrededor de su propio eje, y tanto más cuanto mayores sean su masa y la velocidad a la que efectúe esa rotación.

El fenómeno, denominado efecto Lense-Thirring, se demostró experimentalmente a principios del siglo XXI en el entorno de la Tierra gracias a los satélites LAGEOS; se pudo medir la precesión de sus órbitas debida al efecto, si bien con una incertidumbre experimental aún no satisfactoria, ya que la masa de nuestro planeta no es suficientemente grande.

El arrastre, sin embargo, es más manifiesto con objetos cósmicos de masa y velocidad de rotación mucho mayores que las de la Tierra. Un grupo de investigadores, dirigido por Adam Ingram, de la Universidad de Amsterdam, observó el efecto (no sin ciertos aspectos oscuros) en el disco de acreción de un agujero negro, denominado H1743-322, gracias a los telescopios espaciales de rayos X XMM-Newton, de la Agencia Espacial Europea, y NuSTAR, de la NASA.

Por otra parte, hace casi veinte años, el grupo de Bailes empezó a observar con el radiotelescopio Parkes de 64 metros un sistema binario, un par de estrellas que giran la una alrededor de la otra, que por sus características podía ofrecer efectos relativistas interesantes. Uno de los objetos es una enana blanca, de las dimensiones de la Tierra pero con una masa unas 300.000 veces mayor (parecida a la del Sol); el otro es una estrella de neutrones, un púlsar denominado PSR J1141-6545, con una masa unas 400.000 veces mayor que la de la Tierra pero con un diámetro de solo 20 kilómetros. La enana blanca gira sobre sí misma en no más de unos tres minutos. La combinación de esta velocidad y de su masa hace que su efecto Lense-Thirring sea cien millones de veces más intenso que el de la Tierra; supone por esa razón una oportunidad única para estudiar los efectos de la relatividad general. Pero para ello es fundamental el papel del otro objeto de la pareja.

La estrella de neutrones, que gira mucho más deprisa aún que la enana blanca, emite un haz de radiación electromagnética que barre el espacio como un faro y se manifiesta en la Tierra, pues, de forma pulsante (de ahí que a los objetos así se los llame púlsares). La medición de la llegada de esos pulsos a la Tierra permite determinar la órbita de la estrella de neutrones, modificada por el efecto Lense-Thirring creado por la enana blanca: midiendo con extrema precisión la frecuencia de las pulsaciones, los astrofísicos pueden averiguar los parámetros orbitales del púlsar y calcular la precesión de su plano orbital. Tras haber descontado todos los posibles factores que pueden influir en la precesión, Bailes y sus colaboradores midieron la contribución relativista, y resultó que concordaba con las predicciones de la teoría de Einstein. El valor de esta investigación, como subrayan los autores, es que se trata de la primera confirmación del efecto Lense-Thirring obtenida con un sistema estelar.

Fuente:
Artículo traducido y adaptado por Investigación y Ciencia con permiso de Le Scienze, 10 de Febrero de 2020




Un agujero negro de 40.000 millones de masas solares

Galaxia Holm 15A, de núcleo extendido, en el centro de la imagen, que tiene un agujero negro gigantesco en su interior. Pertenece al cúmulo de galaxias Abell 85 Fuente: © Matthias Kluge/USM/MPE

Los nuevos datos fotométricos obtenidos en el observatorio USM Wendelstein de la Universidad Ludwig-Maximilians y con el instrumento MUSE en el Very Large Telescope han permitido localizar un agujero negro ultramasivo localizado en la galaxia Holm 15A, en el centro del cúmulo Abell 85.

Es ultramasivo porque es el más grande que se conoce hasta ahora (solo hay unas pocas docenas de mediciones directas de masa de agujeros negros supermasivos). Tiene nada menos que el equivalente a 40.000 millones de masas como la de nuestro Sol.

El cúmulo de galaxias Abell 85 consta de más de 500 galaxias individuales, se encuentra a una distancia de 700 millones de años-luz de la Tierra. Esta distancia es enorme, la medición más lejana hecha hasta la fecha: el doble de la distancia previa para mediciones directas de masa de agujeros.

Ya se tenía una idea del tamaño del agujero negro en esta galaxia en particular, pero la sospecha de que aquí se escondía algo interesante se debió a que el centro de la galaxia es extremadamente difuso y débil, a pesar de que la galaxia central del cúmulo Abell 85 tiene una enorme masa visible de aproximadamente 2 billones de masas solares en estrellas.

En efecto, el perfil de luz de la galaxia muestra un centro con un brillo superficial extremadamente bajo y muy difuso, mucho más débil que en otras galaxias elípticas y el perfil de luz en el núcleo interno también es muy plano. Esto significa que la mayoría de las estrellas en el centro deben haber sido expulsadas debido a interacciones en fusiones anteriores.

El perfil de luz de la galaxia muestra un centro con un brillo superficial extremadamente bajo y muy difuso, mucho más débil que en otras galaxias elípticas. Esto significa que la mayoría de las estrellas en el centro deben haber sido expulsadas debido a interacciones en fusiones anteriores.

Este diagrama muestra la distribución del brillo de la superficie del cúmulo central de galaxias Holm 15A. En comparación con otras galaxias, el núcleo de la galaxia tiene un brillo superficial muy bajo. Fuente: Instituto Max Planck

Se cree que los núcleos en tales galaxias elípticas masivas se forman a través de la llamada «limpieza de núcleos»: en una fusión entre dos galaxias, las interacciones gravitacionales entre sus agujeros negros centrales fusionados producen efectos de «tirachinas gravitacionales» que expulsan estrellas del centro de la galaxia remanente, en órbitas predominantemente radiales. Si no queda gas en el centro para formar nuevas estrellas, como en las galaxias más jóvenes, esto conduce a un núcleo agotado.

Las simulaciones por ordenador de fusiones de galaxias da predicciones que coinciden bastante bien con las propiedades observadas. Estas simulaciones incluyen interacciones entre estrellas y un agujero negro binario, pero el ingrediente crucial son dos galaxias elípticas que ya tienen núcleos agotados. Esto significa que la forma del perfil de luz y las trayectorias de las estrellas contienen información arqueológica valiosa sobre las circunstancias específicas de formación de núcleos en esta galaxia, así como en otras galaxias muy masivas.

Fuente:
noticia del Instituto Max Planck, 3 de diciembre de 2019




Asteroide «Vatira» entre Venus y el Sol

El 4 de enero de 2020 se ha descubierto un asteroide que mide un kilómetro y que describe alrededor del Sol una órbita que está por completo dentro de la de Venus. Es el primer «vatira», el primer miembro de una nueva clase de asteroides.

El instrumento ZTF, instalado en el telescopio de 1,2 metros de diámetro ha descubierto el primer asteroide cuya órbita está dentro de la de Venus. La cámara CCD de gran formato del ZTF está localizada dentro del tubo del telescopio, en el foco del espejo primario. Fuente: Observatorios Ópticos Caltech

Todos los días, el rastreo de los cielos por medio de telescopios automáticos descubre asteroides hasta ese momento desconocidos, pero esta vez se ha tratado de algo singular. El objeto que lleva el nombre provisional de 2020 AV2, con un tamaño de algo más de un kilómetro, gira alrededor del Sol dentro siempre de la órbita de Venus, nuestro planeta vecino. Es el primer objeto de ese tipo que se ha detectado.

2020 AV2 describe su órbita en 151 días, unos cinco meses, y en ella se acerca mucho a Venus y a Mercurio. De Venus llega a estar a solo 11,8 millones de kilómetros, unas 30 veces la distancia entre la Tierra y la Luna; a Mercurio se acerca aún más, hasta solo 25 veces la distancia que nos separa de nuestro satélite. Un astronauta que se encontrase en 2020 AV2 percibiría en esos momentos de máxima aproximación, a simple vista, a Venus y a Mercurio como discos en el cielo.

Este pequeño objeto pertenece a la clase de los asteroides atira, que giran alrededor del Sol dentro de la órbita de la Tierra. Se le conocen 21 miembros. Ese nombre de «atiras» les viene del de su prototipo, el asteroide 163693 Atira, descubierto en 2003. Pero como la órbita de 2020 AV2 está dentro incluso de la de Venus, se le ha dado a su clase, todavía no oficialmente, el nombre de vatiras, por la suma de «venus» y «atira».

El asteroide 2020 AV2 gira alrededor del Sol en unos 151 días dentro de la órbita de Venus, al que se acerca mucho, como a Mercurio; es el primer objeto conocido de ese tipo, al que se ha dado el nombre informal de «vatira». Otro asteroide similar, de período orbital de 165 días, es 2019 LF6; pero su órbita no está por completo dentro de la de Venus. Fuente: NASA / JPL

A 2020 AV2 lo ha descubierto la Instalación de Objetos Transitorios Zwicky (ZTF), en Monte Palomar, California, que observa fenómenos que aparecen en el cielo con un brillo que varía en un tiempo corto. Los primeros datos posicionales ya apuntaban a un asteroide con una trayectoria inusual. A los cuatro días se pudo determinar la órbita alrededor de Sol y afirmar que estaba por completo dentro de la de Venus.

Fuente:
Investigación y Ciencia, 14 enero 2020




EL Rover chino ya ha recorrido 367 metros en la cara oculta de la Luna

Tras 14 días lunares (de 27días terrestres), equivalentes a 13 meses de su llegada a la Luna, el «rover» lunar chino Yutu-2 ya ha logrado recorrer 367,24 metros en la cara oculta de la Luna. Fuente: Agencia china Xinhua

Aunque parece ser una distancia muy corta la recorrida por el «rover» lunar chino Yutu-2, es mucho más difícil para una máquina que funciona con energía solar: los días y las noches son significativamente más largos en la Luna. Cada período dura unos 14 días, lo que significa que el vehículo funciona durante dos semanas seguidas y luego “duerme” durante otras dos semanas porque no hay luz solar.

La sonda Chang’e-4 de China, lanzada el 8 de diciembre de 2018, realizó el primer aterrizaje suave en el Cráter Von Karman en la Cuenca del Polo Sur-Aitken en el extremo más alejado de la luna el 3 de enero de 2019.

El rover Yutu-2 ha trabajado mucho más tiempo que su vida prevista de tres meses, convirtiéndose en el rover lunar de más larga duración en la Luna.

China planea lanzar la sonda Chang’e-5 en 2020 para traer muestras lunares a la Tierra. Se espera que traiga al menos un kilogramo de muestras. Con ella, China se convertirá en la tercera nación en traer muestras lunares a la Tierra, después de Estados Unidos y Rusia

Fuente:
agencia china Xinhua, 3 febrero 2020




Un exoplaneta tipo Neptuno que se evapora, alrededor de una enana blanca

Utilizando el Very Large Telescope de ESO, un equipo de investigadores ha encontrado, por primera vez, evidencias de la presencia de un planeta gigante asociado a una estrella enana blanca. El planeta orbita la enana blanca caliente (el resto de una estrella similar al Sol) a corta distancia, lo que provoca que el planeta esté perdiendo su atmósfera y se esté formando un disco de gas alrededor de la estrella. Este sistema único nos da pistas sobre cómo podría ser nuestro propio sistema solar en un futuro lejano.

Fue uno de esos descubrimientos fortuitos. El equipo había estudiado alrededor de 7000 enanas blancas observadas por el sondeo Sloan Digital Sky Survey y descubrió que una era diferente a las demás. Al analizar sutiles variaciones en la luz de la estrella, encontraron rastros de elementos químicos en cantidades que los científicos nunca antes habían observado en una enana blanca. El sistema tenía que tener algo excepcional, y se especulaba que podría estar relacionado con algún tipo de remanente planetario.

Para obtener más información sobre las propiedades de esta inusual estrella, llamada WDJ0914+1914, el equipo la analizó con el instrumento X-shooter, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, en el desierto chileno de Atacama. Estas observaciones de seguimiento confirmaron la presencia de hidrógeno, oxígeno y azufre asociados con la enana blanca. Al estudiar los detalles finos en los espectros tomados por X-shooter de ESO, el equipo descubrió que estos elementos estaban en un disco de gas que giraba hacia la enana blanca y que no provenían de la propia estrella.

Se necesitaron varias semanas de trabajo para llegar a la conclusión de que la única manera de hacer un disco de este tipo es la evaporación de un planeta gigante.

Las cantidades detectadas de hidrógeno, oxígeno y azufre son similares a las que se encuentran en las capas atmosféricas profundas de planetas gigantes helados como Neptuno y Urano. Si un planeta de este tipo estuviera orbitando cerca de una enana blanca caliente, la extrema radiación ultravioleta de la estrella lo despojaría sus capas externas y parte de este gas arrancado se arremolinaría en un disco, acretándose sobre la enana blanca. Esto es lo que los científicos creen que están viendo alrededor de WDJ0914+1914: el primer planeta evaporador que orbita una enana blanca.

Combinando datos observacionales con modelos teóricos, el equipo de astrónomos de Reino Unido, Chile y Alemania fue capaz de definir una imagen más clara de este sistema único. La enana blanca es pequeña y es extremadamente caliente: 28.000 grados centígrados. Por el contrario, el planeta es helado y grande, al menos el doble de grande que la estrella. Puesto que orbita la enana blanca caliente a corta distancia, en solo 10 días, los fotones de alta energía de la estrella le están arrancando la atmósfera de forma gradual. La mayoría del gas se escapa, pero una parte es atrapado en un disco que se arremolina alrededor de la estrella a una velocidad de 3.000 toneladas por segundo. Este disco es el que hace visible al planeta de tipo Neptuno que, de otro modo, permanecería oculto.

Las estrellas como nuestro Sol queman hidrógeno en sus núcleos durante la mayor parte de sus vidas. Una vez se quedan sin este combustible, se hinchan, convirtiéndose en estrellas gigantes rojas, cientos de veces más grandes y envolviendo planetas cercanos. En el caso del Sistema Solar, esto incluirá Mercurio, Venus e incluso la Tierra, que será consumida por el Sol gigante rojo en unos 5.000 millones de años. Al final, las estrellas similares al Sol pierden sus capas externas, dejando atrás sólo un núcleo moribundo, una enana blanca. Estos restos estelares todavía pueden albergar planetas y se cree que hay muchos de estos sistemas estelares en nuestra galaxia. Sin embargo, hasta ahora, los científicos nunca habían encontrado evidencias de un planeta gigante superviviente alrededor de una enana blanca. La detección de un exoplaneta en órbita alrededor de WDJ0914+1914, situado a unos 1.500 años-luz de distancia, en la constelación de Cáncer, puede ser la primera de muchos que orbiten estrellas de este tipo.

Según el equipo investigador, el exoplaneta descubierto con la ayuda del instrumento X-shooter de ESO, orbita la enana blanca a una distancia de sólo 10 millones de kilómetros, o 15 veces el radio solar, lo cual indica que en el pasado debió estar sumergida en las profundidades de la estrella gigante roja.

La inusual posición del planeta implica que, en algún momento después de que la estrella anfitriona se convirtiera en una enana blanca, el planeta se acercó a ella. Los astrónomos creen que esta nueva órbita podría ser el resultado de interacciones gravitacionales con otros planetas del sistema, lo que significa que más de un planeta pudo haber sobrevivido a la violenta transición de su estrella anfitriona.

Hasta hace poco, muy pocos astrónomos se paraban a pensar en el destino de los planetas que orbitaban estrellas moribundas. Este descubrimiento de un planeta que orbita cerca de un núcleo estelar acabado demuestra firmemente que el Universo está desafiando una y otra vez nuestras mentes, impulsándonos a ir más allá de nuestras ideas establecidas.

Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso 1919es, 4 de diciembre de 2019




Nuevo ciclón en el polo sur de Júpiter

Impresionantes nuevas imágenes de la misión Juno de la NASA revelan que un nuevo ciclón se ha desarrollado en la agrupación ciclónica del polo sur de Júpiter.

Los científicos descubrieron por primera vez un pentágono sorprendentemente simétrico de ciclones en el polo sur de Júpiter, y se preguntaron por qué los cinco vórtices giratorios que rodean a uno central más grande no se fusionaron en una sola tormenta.

Durante los primeros siete meses de observaciones incluidas en el primer conjunto de datos de Juno, las tormentas no cambiaron mucho. Pero a medida que Juno ha seguido observando el polo durante los años siguientes, tomando una foto cada dos meses mientras se desliza sobre las nubes de Júpiter, ha visto cómo los ciclones cambian lentamente de posición. Ciclones más pequeños se forman constantemente cerca, generados por innumerables gradientes de temperatura en la agitada atmósfera.

Los huecos en el pentágono se abrieron y cerraron continuamente. La brecha entre los ciclones 1 y 2 se hizo más y más estrecha. Finalmente, en noviembre, los investigadores descubrieron que una nueva tormenta se había formado y se abría camino hacia un hueco, formando un hexágono estable y simétrico. La cámara infrarroja de Juno, conocida como Jovian Infrared Auroral Mapper (JIRAM), capturó la danza ciclónica:

La cámara de imágenes infrarrojas JIRAM a bordo de Juno captó la aparición de un nuevo ciclón en el polo sur de Júpiter. En esta imagen, las regiones más oscuras en el infrarrojo son nubes que contienen cristales de amoníaco, y en realidad son 10 a 20 kilómetros más altas que las regiones más brillantes, que son ricas en sulfuro de hidrógeno, brillante en el infrarrojo. El contraste de emisión nos habla de la morfología y el movimiento de las nubes. Fuente: NASA / JPL-Caltech / SwRI / ASI / INAF / JIRAM

El ciclón más reciente genera velocidades de 400 km/h, comparables a las de los demás. Es un poco más pequeño que sus hermanos y cinco veces menor que la tormenta central.

La nueva tormenta ha permitido al teórico Cheng Li (Universidad de California, Berkeley) probar sus ideas sobre cómo tales tormentas pueden mantener configuraciones estables. Las simulaciones de Li juegan con los parámetros de una llamada «zona de amortiguación» que se forma alrededor de los ciclones, donde el gas fluye en la dirección opuesta al vórtice. Esta zona de amortiguamiento repele a otros ciclones, evitando que se fusionen. Las zonas de amortiguamiento también son vitales para mantener la simetría alrededor del centro.

Sin zonas de amortiguamiento, los ciclones se fusionan, pero con zonas de amortiguación fuertes (regiones blancas que rodean los vórtices oscuros), los ciclones pueden mantener una configuración estable.

Pero las zonas en sí no son estables a largo plazo, por lo que esta imagen cambiará con el tiempo. La turbulencia eventualmente erosionará la zona de amortiguamiento y una vez que desaparezca, dos se fusionarán.

Li advierte que su modelo es limitado porque es bidimensional. Los vientos verticales, pueden desempeñar un papel en la configuración de la dinámica en el polo. La incorporación de estos aspectos 3D en un modelo teórico requerirá observaciones adicionales de Juno que profundicen en la atmósfera de Júpiter. Juno continuará recopilando datos hasta que su misión finalice en 2021, a menos que su misión se extienda aún más.

Fuente:
Sky and Telescope, 13 de diciembre de 2019




Este artículo ha sido escrito por Juan Antonio Bernedo.