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

Son tantas las noticias dignas de interés astronómico que no caben en la selección de artículos que presentamos. Por eso en cada entradilla del «Kiosco» hacemos un resumen rápido de las que no nos han cabido o que merecen la pena resaltarse.

Ha sido muy celebrado por la prensa el comienzo del turismo espacial. Distintas compañías: Virgin Galactic o Blue Origin llevan a turistas en trayectorias casi balísticas o vuelos hasta 100 km de altitud por precios que no todos pueden pagar. El caso más ambicioso es de la empresa SpaceX que lleva a sus astronautas hasta 500 km, que completan vuelos de varios días y un montón de órbitas pudiendo ya observar la negrura del espacio y el aspecto superficial de la Tierra. Rizando el rizo, se van a aprovechar los vuelos de esta empresa para filmar una película estadounidense, con colaboración de NASA. Pero antes incluso, se va a utilizar la Estación Espacial Internacional para filmar una película rusa.

Nos preocupa su proliferación tanto como la multitud de satélites de comunicaciones, de espionaje y de explotación de recursos, que están enmarañando el cielo. Las alarmas han saltado y los gobiernos y agencias espaciales debaten cómo reducir la basura espacial. Solo Starlink ha lanzado 1700 satélites en los dos últimos años y planea lanzar muchos miles más. Ya hay unos 30.000 satélites en órbita y la navegación se ha vuelto muy complicada. En mayo pasado se encontró un agujero de 5 milímetros en un brazo robótico de la Estación Espacial Internacional producido por una pieza de basura espacial desconocida. El peligro es evidente, por lo que la cooperación de las distintas naciones, agencias, y de las empresas que pretenden explotar comercialmente el espacio es fundamental, pero su resistencia a hacerlo es fuerte. Se hacen llamamientos para la creación de un organismo que regule el tráfico y uso espacial.

En cuanto a exploración planetaria, la sonda Beppi Colombo llegó a Mercurio el 1 de octubre, haciendo su primer sobrevuelo a unos 200 km de altitud sobre su superficie. Ha tardado tres años en llegar allí y esa fue la primera asistencia gravitatoria de las seis que se requerirán hasta situarlo en su órbita definitiva, en 2025. Por otro lado, se sigue investigando la posible presencia de vida en el subsuelo de Marte, que puede estar incluso favorecida por la radiación llegada desde el espacio. Hay muchas misiones en marcha y en proyecto. Recogemos varios artículos sobre ello en este número. En cuanto a la Luna, nuestro satélite, hay cada vez más naves e instrumentos explorando su superficie y se preparan otras de EE.UU., China, Rusia y posiblemente Europa y hay proyectos para desarrollar una base lunar estable.

Muy preocupantes son los nuevos datos de calentamiento global de nuestro planeta: El desequilibrio energético del planeta se ha duplicado desde 2005 hasta 2019 y sigue subiendo. Siguen aumentando los gases de efecto invernadero, incluyendo el vapor de agua y el peligroso metano y se han batido los records de dióxido de carbono en la atmósfera, a pesar de la pandemia.

Pero lo que más nos ha reconfortado este trimestre es saber que el papel del astrónomo aficionado sigue siendo importante… y cada vez más. Un aficionado ha descubierto un nuevo satélite de Júpiter, el número 80. Kai Ly, que así se llama el astrónomo amateur, ya había ayudado a redescubrir cuatro lunas perdidas de Júpiter, pero ahora, rebuscando entre los datos obtenidos por el telescopio hawaiano de 3,6m (de Canadá y Francia) ha descubierto esa nueva luna y piensa que aún podría haber algún satélite más por descubrir en esos datos.

Otro aficionado, en este caso alemán, Harald Paleske registró un gran destello en la superficie de Júpiter el 13 de septiembre de este año. Descartadas todas las otras posibles causas con origen en la vecindad de la Tierra, finalmente se cree que fue debido a la caída de un «pequeño» asteroide o cometa de unos 100 metros de diámetro.




Primera muestra marciana extraída por el Perseverance

Esta imagen de la primera perforación fracasada en agosto del vehículo explorador Perseverance hace pensar que la muestra de roca seguramente resultó pulverizada por el taladro. La perforación tiene 2,7 centímetros de diámetro. Fuente: NASA/JPL-Caltech/MSSS

Tras haberlo intentado y haber fracasado el pasado mes de agosto, el vehículo explorador Perseverance ha conseguido perforar el suelo marciano, extraer una muestra de roca y almacenarla. Se trata del primer testigo de roca del planeta vecino destinado a viajar a la Tierra para su estudio.

Cuando el vehículo explorador intentó la maniobra por primera vez, el pasado 6 de agosto, la roca se pulverizó antes de que el robot pudiera guardarla en un tubo. El segundo intento tuvo lugar el 1 de septiembre en otro lugar situado a varios cientos de metros de distancia del primero, y en este caso se desarrolló sin problemas: la broca extrajo un cilindro delgado de una roca de unos 70 centímetros de largo bautizada como Rochette. Acto seguido, los ingenieros detuvieron el proceso para fotografiar el testigo en el interior del tubo y poder así asegurarse de que se hallaba intacto antes de sellarlo.

El testigo extraído de Rochette descansa ahora en el vientre de Perseverance, herméticamente sellado y listo para esperar unos años hasta que una futura nave espacial pueda hacerse con él, así como con otras muestras de roca que el vehículo explorador consiga recolectar. El objetivo es reunir unos 35 testigos que sean lo suficientemente representativos para revelar la historia geológica del cráter Jezero, el lugar donde aterrizó Perseverance. Hace miles de millones de años, dicha zona albergó un delta fluvial, por lo que los científicos creen que en ella podría haber indicios de posible vida pasada en Marte.

Aún no está claro cómo encaja Rochette en esa historia. La roca proviene de un área que los científicos de la misión apodaron Citadelle, que en francés significa «fortaleza», ya que se encuentra en lo alto de una cresta, como si se tratara de un castillo vigilante a las orillas de un valle. Algunas de las rocas a lo largo de la cresta muestran capas intrigantes desde el punto de vista geológico y que pudieron haber sido depositadas por el viento, el agua, erupciones volcánicas u otros procesos.

Las primeras investigaciones del vehículo sugieren que Rochette es un tipo de roca basáltica, la cual pudo haber sido parte del antiguo flujo de lava que dio origen a la cresta donde se encuentra Perseverance. Rochette muestra partes rojizas y manchas, así como pequeñas cavidades llenas de sales. Ello sugiere que pudo haber estado en contacto con el agua durante algún tiempo, tal vez en el fondo del antiguo lago que una vez llenó el cráter Jezero.

Rochette resultó ser una roca mucho más apta para perforarse que la del primer intento de Perseverance, una roca apodada Roubion situada en otra parte del cráter. También Roubion mostraba señales de haber estado en contacto con el agua hace mucho tiempo. Pero, en su caso, es posible que el agua ablandase la roca, ya que esta se convirtió en polvo en cuanto el vehículo explorador la perforó. Tal vez Perseverance intente horadar otra roca similar a Roubion más adelante, en caso de que encuentre una parecida pero más robusta.

Si los estudios futuros confirman que Rochette es realmente basalto, se trataría de un hallazgo prometedor. De ser así, una vez que llegue a la Tierra, los investigadores podrían usar la desintegración de los elementos radiactivos de la roca para datar con precisión el momento de su formación, algo que hasta ahora nunca ha sido posible, ya que ninguna misión ha traído a la Tierra rocas marcianas.

Curiosity, el vehículo de la NASA que precedió a Perseverance y que llegó al planeta rojo en 2012, aterrizó en otro cráter donde halló rocas que, inesperadamente, eran demasiado duras para perforarlas: justo lo contrario de lo que le sucedió a Perseverance en su primer intento. Y en 2008, el módulo de aterrizaje Phoenix sufrió también varios problemas en su intento de tomar muestras granulares, hasta que los responsables de la misión se percataron de que las muestras debían mantenerse alejadas de la luz solar directa para que el hielo entre los granos no se derritiera, volviera a congelarse e hiciera que se pegaran.

Ahora, Perseverance tendrá que recolectar testigos de manera más eficiente. El explorador aterrizó en Jezero en febrero, por lo que ha tardado más de seis meses en tomar su primera muestra. En principio, debería obtener su primer conjunto de ellas en el transcurso de un año marciano (algo menos de dos años terrestres). Pero, dado que el vehículo aterrizó a poco más de 2 kilómetros de su objetivo principal, el antiguo delta fluvial de Jezero, es probable que no alcance esa formación hasta principios del próximo año.

Los primeros tres meses de la misión se emplearon, entre otras cosas, para probar y hacer volar un pequeño helicóptero que ya ha realizado una docena de vuelos y que está ayudando a los científicos de la misión a elegir los lugares a donde deberá dirigirse el vehículo. Este ya ha recorrido 2,17 kilómetros desde su lugar de aterrizaje, primero al sur y luego al oeste, y ha inspeccionado el terreno y hecho experimentos que no implicaban hacer perforaciones, como usar un radar para sondear el subsuelo del planeta rojo.

Cuando complete su recolección de muestras, Perseverance avanzará unos cientos de metros hacia el noroeste, hacia la parte sur de una región conocida como Seítah y llena de dunas de arena, crestas, rocas y peñascos. Entre el 2 y el 14 de octubre los responsables de la misión podrán darse un descanso, ya que no será posible comunicarse con el vehículo, ya que Marte se encontrará detrás del Sol con relación a la Tierra.

Tanto la NASA como la Agencia Espacial Europea están planeando las futuras misiones robóticas que deberán viajar a Jezero para recoger las muestras recolectadas por Perseverance y traerlas a la Tierra. En cualquier caso, no se espera que las rocas lleguen a la Tierra antes de 2031.

Fuente: Investigación y Ciencia, 9 de septiembre 2021, artículo traducido y adaptado por Investigación y Ciencia con permiso de Nature Research Group




La barra de nuestra galaxia, ralentizada por la materia oscura

Ilustración de La Vía Láctea. Muestra una barra central de estrellas que gira junto con la galaxia. Los investigadores aportan evidencia de que la barra se está ralentizando por la presencia de materia oscura. Fuente: R. HURT / JPL-CALTECH / NASA, ESO

Nuestra galaxia tiene una enorme barra formada por estrellas en su centro, de la que emanan sus brazos espirales. Al igual que el resto de la galaxia, esa barra gira, pero la materia oscura que impregna la Vía Láctea la ralentiza en aproximadamente un 13 por ciento cada mil millones de años.

Los astrónomos han discutido durante mucho tiempo sobre la velocidad de rotación de la barra galáctica y si se está acelerando o desacelerando. Rimpei Chiba de la Universidad de Oxford y Ralph Schönrich de la University College London argumentan que se está desacelerando, y han utilizado observaciones de estrellas del telescopio espacial Gaia para calcular la tasa de su desaceleración gradual.

Esto fue posible porque algunas estrellas, en lugar de orbitar el centro de la galaxia, orbitan lo que se llama un punto lagrangiano, donde la gravedad de la barra galáctica y el empuje hacia afuera de su rotación se equilibran para crear un punto gravitacional estable. La ubicación de este punto depende de la velocidad de rotación de la barra galáctica.

Si la rotación de la barra se ralentiza, el punto lagrangiano se mueve hacia afuera, arrastrando las estrellas que la orbitan y recogiendo otras estrellas más jóvenes a medida que avanza. Al medir las edades de las estrellas en este grupo y usarlas como los anillos en el tocón de un árbol, los investigadores determinaron que el punto de Lagrange se está moviendo hacia afuera a una velocidad de aproximadamente 2.600 años-luz por mil millones de años. Eso se traduce en una desaceleración de la rotación de la barra galáctica en aproximadamente un 13% cada mil millones de años.

Esta desaceleración es otra evidencia de que la materia oscura es real. Las ideas que podrían explicar otros efectos de la materia oscura a través de modificaciones a la teoría de la gravedad no pueden explicar el arrastre de la barra. En las teorías alternativas de la gravedad, no hay contrapeso y la barra no se ralentiza. Este resultado es adverso para esas teorías, y en el futuro, podría restringir los modelos de materia oscura.

Se necesitan más datos sobre el grupo de estrellas que orbitan el punto galáctico Lagrangiano. Lo que vemos actualmente es como si estuviéramos cortando el árbol, pero solo pudiéramos pelar sus anillos exteriores. Con las próximas entregas de datos de Gaia, se podrá profundizar más. Quizá también ayude a descubrir de qué está hecha la materia oscura, además de darnos más información sobre la formación y evolución de nuestra galaxia.

El artículo original fue publicado en las universidades citadas y en: Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society, DOI: 10.1093 / mnras / stab1094

Fuente: New Scientist, 14 de junio de 2021




Asteroide en forma de hueso

Utilizando el Very Large Telescope del Observatorio Europeo Austral (VLT de ESO), un equipo de astrónomos ha obtenido las imágenes más nítidas y detalladas hasta la fecha del asteroide Cleopatra. Las observaciones han permitido al equipo restringir, con la mayor precisión obtenida hasta el momento, la forma en 3D y la masa de este peculiar asteroide, que se asemeja a un hueso de roer.

Su investigación proporciona pistas sobre cómo se formaron este asteroide inusual y las dos lunas que lo orbitan y que lo hacen único en nuestro Sistema Solar.

Cleopatra orbita el Sol en el Cinturón de Asteroides que se encuentra entre Marte y Júpiter. La comunidad astronómica lo ha llamado «asteroide hueso de perro» (dog-bone en inglés) desde que las observaciones de radar, hace unos 20 años, revelaron que tiene dos lóbulos conectados por un grueso «cuello». En 2008, se descubrió que Cleopatra está orbitado por dos lunas, llamadas AlexHelios y CleoSelene, en honor a los hijos de la reina egipcia.

Para obtener más información sobre Cleopatra, el equipo investigador utilizó instantáneas del asteroide tomadas en diferentes momentos entre 2017 y 2019 con el instrumento SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch, búsqueda de exoplanetas con espectropolarímetro de alto contraste), instalado en el VLT de ESO. A medida que el asteroide giraba, pudieron verlo desde diferentes ángulos y crear los modelos 3D de su forma más precisos hasta la fecha. Restringieron la forma de hueso del asteroide y su volumen, viendo que uno de los lóbulos era más grande que el otro, y determinaron que la longitud del asteroide era de unos 270 kilómetros.

En un segundo estudio, otro equipo independiente informó sobre cómo utilizaron las observaciones de SPHERE para determinar las órbitas correctas de las dos lunas de Cleopatra. Estudios anteriores habían estimado estas órbitas, pero las nuevas observaciones llevadas a cabo con el VLT de ESO mostraron que las lunas no estaban donde predecían los datos anteriores.

Si las órbitas de las lunas estaban equivocadas, todo estaría mal, incluida la masa de Cleopatra. Gracias a las nuevas observaciones y al sofisticado modelado, el equipo logró describir con precisión cómo influye la gravedad de Cleopatra en los movimientos de las lunas, determinando así las complejas órbitas de AlexHelios y CleoSelene. Esto les permitió calcular de nuevo la masa del asteroide, descubriendo que era un 35% más baja que en las estimaciones anteriores.

Combinando las nuevas estimaciones de volumen y masa, la comunidad astronómica pudo calcular un nuevo valor para la densidad del asteroide, que resultó ser más baja de lo que se pensaba anteriormente. La densidad recién calculada es de 3,4 gramos por centímetro cúbico, mientras que anteriormente se creía que Cleopatra tenía una densidad media de aproximadamente 4,5 gramos por centímetro cúbico.

La baja densidad de Cleopatra, que se cree que tiene una composición metálica, sugiere que debe tener una estructura porosa y podría ser poco más que un «montón de escombros». Esto significa que, probablemente, se formó tras la reacumulación de material que pudo tener lugar después de un gigantesco impacto.

La estructura de “montón de escombros” de Cleopatra y la forma en que gira también dan indicaciones de cómo podrían haberse formado sus dos lunas. El asteroide gira casi a una velocidad crítica, la velocidad por encima de la cual comenzaría a desmoronarse, e incluso pequeños impactos podrían levantar guijarros de su superficie. Se cree que esos guijarros podrían haber formado posteriormente AlexHelios y CleoSelene, lo que significa que Cleopatra realmente ha dado a luz sus propias lunas.

Las nuevas imágenes de Cleopatra y los conocimientos que proporcionan solo han sido posibles gracias a uno de los avanzados sistemas de óptica adaptativa en uso en el VLT de ESO, que se encuentra en el desierto de Atacama, en Chile. La óptica adaptativa ayuda a corregir las distorsiones causadas por la atmósfera de la Tierra que hacen que los objetos aparezcan borrosos (el mismo efecto que hace que las estrellas, vistas desde la Tierra, titilen). Gracias a estas correcciones, SPHERE pudo obtener imágenes de Cleopatra, ubicada a 200 millones de kilómetros de distancia de la Tierra en su punto más cercano, a pesar de que su tamaño aparente en el cielo es equivalente al de una pelota de golf a unos 40 kilómetros de distancia.

El próximo Telescopio Extremadamente Grande (ELT) de ESO, con sus avanzados sistemas de óptica adaptativa, será ideal para obtener imágenes de asteroides distantes como Cleopatra.

Fuente: Nota de prensa de ESO: eso2113, 9 de septiembre de 2021




¿Otro tipo de supernova por fusión de cuerpos?

Astrónomos del proyecto Very Large Array Sky Survey (VLASS) han detectado una fuente transitoria de radio muy brillante, registrada como VT 1210+4956. Sus descubridores la asocian con un tipo de supernova cuya existencia pertenecía hasta ahora al campo teórico y que probablemente se deba a la fusión de una estrella de neutrones o agujero negro (el remanente de una estrella masiva que previamente experimentó una supernova) con una estrella masiva (que seguramente explotaría como supernova más tarde de todos modos).

Ilustración ficticia de un objeto compacto (un agujero negro o una estrella de neutrones) en el núcleo de su compañera estelar. Fuente: Science-Chuck Carter

Antes de la detección, se creía que las estrellas de varias masas solares solo finalizaban su vida de una manera: de viejas. Cuando se quedan sin combustible, colapsan sobre su núcleo y a veces explotan en forma de supernova, dejando un resto estelar muy compacto.

Lo que se ha descubierto es que las estrellas pueden explotar en cualquier momento de su proceso vital, no solo cuando son viejas. La manera de que esto ocurra es que se fusionen con un objeto compacto que orbite en las cercanías, como ocurre en los sistemas binarios. Este trabajo es el primero que demuestra, de forma observacional, que la interacción gravitatoria entre dos estrellas en distintas etapas vitales puede producir una explosión en forma de supernova

Tras estudiar detenidamente VT 1210+4956 mediante espectroscopia óptica y de radio, el equipo investigador determinó que la fuente era compatible con el resto de una supernova en expansión, que está chocando con una enorme estructura de gas, que posiblemente fuera eyectada por la estrella compañera al interactuar su atmósfera con el objeto compacto, cientos de años antes de la fusión y posterior estallido. La fuente de radio detectada es producida por ese choque entre la onda expansiva y la nube de gas circundante.

Al relacionar esta fuente con otros registros previos, encontraron un pulso de rayos X de origen desconocido que había surgido en la misma zona en el año 2014, lo que, según los autores, indica que la explosión generó un jet relativísta (una expulsión de masa en forma de jet a casi la velocidad de la luz).

Como la mayoría de las estrellas masivas nacen en sistemas binarios cercanos, después de una explosión de uno de sus componentes, el objeto compacto resultante puede permanecer en órbita cercana con su estrella compañera y potencialmente entrar en espiral hasta fusionarse. La teoría predecía que esta fusion también desencadenaría una explosión estelar similar (una supernova de colapso nuclear causada por la fusión), pero hasta ahora no se había observado. Se trata además de la primera supernova registrada en radiofrecuencia antes que en cualquier otra forma de onda.

Hasta hace unos años, todo nuestro conocimiento de supernovas emisoras de radio venía de identificarla primero en luz visible, u otra forma de onda de la luz, y luego observarla en radio, por lo que se estaban perdiendo gran cantidad de explosiones ocultas que se registran mejor en el espectro de radio y que pueden tener o no, contrapartida en el rango visible.

Fuente: Artículo en Science de 2 de septiembre 2021 de D. Dong et al «A transient radio source consistent with a merger-triggered core collapse supernova»




Los astrónomos encuentran la fuente de los rayos cósmicos de alta energía

Continuamente somos atravesados por partículas de alta energía. Lluvias de esas partículas se forman cuando rayos de alta energía colisionan con la alta atmósfera terrestre. Descubiertos en 1912, los rayos cósmicos son, en su mayor parte, núcleos atómicos, principalmente hidrógeno, algunos de helio y otros pocos más pesados. Los rayos cósmicos de mayor energía tienden a ser núcleos más pesados. Aunque muchos de los rayos cósmicos de baja energía provienen de nuestro Sol, el origen de los rayos cósmicos de mayor energía sigue siendo desconocido y es un tema de mucha investigación. Este dibujo ilustra lluvias de rayos cósmicos de muy alta energía. Los rayos cósmicos pueden incluso ser importantes para el clima de la Tierra: los rayos atmosféricos comunes pueden desencadenarse al pasar los rayos cósmicos. Fuente: Imagen de APOD 14 de agosto 2006, Simon Swordy (U. Chicago), NASA.

Hace aproximadamente un siglo, los científicos comenzaron a darse cuenta de que parte de la radiación que detectamos en la atmósfera terrestre no es de origen local. Esto finalmente dio lugar al descubrimiento de rayos cósmicos, protones de alta energía y núcleos atómicos que han sido despojados de sus electrones y acelerados a velocidades relativistas (cercanas a la velocidad de la luz). Sin embargo, todavía existen varios misterios en torno a este extraño, y potencialmente letal, fenómeno.

Estos incluyen preguntas sobre sus orígenes y cómo el componente principal de los rayos cósmicos (protones) puede acelerarse a una velocidad tan alta. Gracias a una nueva investigación dirigida por la Universidad de Nagoya, los científicos han cuantificado por primera vez la cantidad de rayos cósmicos producidos en un resto de supernova.

Si bien los científicos teorizan que los rayos cósmicos se originan en muchas fuentes (nuestro Sol, supernovas, estallidos de rayos gamma (GRB) y Núcleos Galácticos Activos, también conocidos como cuásares) su origen exacto ha sido un misterio desde que fueron descubiertos por primera vez en 1912. De manera similar, los astrónomos han teorizado que los restos de supernovas (las secuelas de las explosiones de supernovas) son responsables de acelerarlos a casi la velocidad de la luz.

A medida que viajan a través de nuestra galaxia, los rayos cósmicos juegan un papel en la evolución química del medio interestelar (ISM). Comprender su origen es fundamental para saber cómo evolucionan las galaxias. En los últimos años, las observaciones mejoradas han llevado a algunos científicos a especular que los restos de supernova dan lugar a rayos cósmicos porque los protones que aceleran interactúan con los protones en el ISM para crear rayos gamma de muy alta energía (VHE).

Sin embargo, los rayos gamma también son producidos por electrones que interactúan con fotones en el ISM, que pueden ser en forma de fotones infrarrojos o radiación del Fondo Cósmico de Microondas (CMB). Por lo tanto, determinar cuál es la mayor fuente es fundamental para determinar el origen de los rayos cósmicos. Con la esperanza de arrojar luz sobre esto, el equipo de investigación, que incluía a miembros de la Universidad de Nagoya, el Observatorio Astronómico Nacional de Japón (NAOJ) y la Universidad de Adelaida, Australia, observó el resto de supernova RX J1713.7? 3946 (RX J1713) .

Imágenes esquemáticas de la producción de rayos gamma a partir de protones y electrones de rayos cósmicos. Los protones de rayos cósmicos (reacción izquierda) interactúan con protones interestelares como el gas hidrógeno molecular y atómico. La interacción crea un pión neutro que se desintegra rápidamente en dos fotones de rayos gamma (proceso hadrónico). Los electrones de rayos cósmicos (reacción derecha) energizan los fotones interestelares (principalmente Fondo de Microondas Cósmico; CMB) en energía de rayos gamma a través de la dispersión inversa de Compton (proceso leptónico). Fuente: Laboratorio de Astrofísica, Universidad de Nagoya

La clave de su investigación fue el enfoque novedoso que desarrollaron para cuantificar la fuente de rayos gamma en el espacio interestelar. Las observaciones pasadas han demostrado que la intensidad de los rayos gamma VHE causados por la colisión de protones con otros protones en el ISM es proporcional a la densidad del gas interestelar, que se puede discernir utilizando imágenes de línea de radio. Por otro lado, también se espera que los rayos gamma causados por la interacción de electrones con fotones en el ISM sean proporcionales a la intensidad de los rayos X no térmicos de los electrones.

El equipo se basó en datos obtenidos por el Sistema Estereoscópico de Alta Energía (HESS), un observatorio de rayos gamma VHE ubicado en Namibia (y operado por el Instituto Max Planck de Física Nuclear). Luego combinaron estos con datos de rayos X obtenidos por el observatorio de la Misión de Espejos Múltiples de Rayos X (XMM-Newton) de la ESA y datos sobre la distribución de gas en el medio interestelar.

Mapas de intensidad de rayos gamma Ng, densidad de gas interestelar Np e intensidad de rayos X Nx. Fuente: Laboratorio de Astrofísica, Universidad de Nagoya

Luego combinaron los tres conjuntos de datos y determinaron que los protones representan el 67±8% de los rayos cósmicos, mientras que los electrones de los rayos cósmicos representan el 33±8%, aproximadamente una proporción de 70/30. Estos hallazgos son revolucionarios ya que son la primera vez que se cuantifican los posibles orígenes de los rayos cósmicos. También constituyen la evidencia más definitiva hasta la fecha de que los restos de supernovas son la fuente de rayos cósmicos.

Estos resultados también demuestran que los rayos gamma de los protones son más comunes en las regiones interestelares ricas en gas, mientras que los causados por los electrones aumentan en las regiones pobres en gas. Esto respalda lo que muchos investigadores han predicho, que es que los dos mecanismos trabajan juntos para influir en la evolución del ISM.

Con este método se analizarán más remanentes de supernovas utilizando el telescopio de rayos gamma de próxima generación CTA (Cherenkov Telescope Array) además de los observatorios existentes, lo que avanzará enormemente en el estudio del origen de los rayos cósmicos.

Además, el equipo investigador ha estado trabajando en colaboración internacional desde 2003 para cuantificar la distribución de gas interestelar utilizando el radiotelescopio NANTEN en el Observatorio Las Campanas en Chile y el Australia Telescope Compact Array y finalmente ha llegado al punto en que es capaz de establecer comparaciones entre los dos.

Fuente: Artículo publicado por la Universidad de Nagoya en The Astrophysical Journal, 9 de julio 2021, «Pursuing the Origin of the Gamma Rays in RX J1713.7−3946 Quantifying the Hadronic and Leptonic Components». https://doi.org/10.3847/1538-4357/abff4a




Una partícula exótica formada por cuatro quarks descubierta en el LHC

Imán dipolar del experimento LHCb, uno de los cuatro detectores del Gran Colisionador de Hadrones del CERN. Fuente: Peter Ginter/CERN

El Gran Colisionador de Hadrones (LHC) es también es un gran descubridor de hadrones. El acelerador situado cerca de Ginebra es célebre por haber descubierto en 2012 el bosón de Higgs, la última pieza que faltaba por encontrar en la clasificación vigente de las partículas elementales. Sin embargo, el LHC también ha descubierto decenas de hadrones: partículas no elementales que, como los protones y los neutrones, están formadas por quarks.

El último de estos hadrones acaba de ser presentado en una conferencia virtual de la Sociedad Europea de Física. El pasado 29 de julio, Ivan Polyakov, físico de partículas de la Universidad de Siracusa, hizo público el hallazgo de un hadrón exótico formado por cuatro quarks. Según el minucioso censo que mantiene Patrick Koppenburg, físico de partículas del Instituto Nacional de Física Subatómica de los Países Bajos, el hito eleva a 62 el número de hadrones descubiertos por el LHC.

El modelo estándar de la física de partículas describe los componentes básicos de la materia y las interacciones que median entre ellos. Incluye seis tipos de quarks y sus correspondientes homólogos de antimateria, así como otras partículas elementales, como electrones y fotones. La teoría también incorpora las reglas que dictan la manera en que los quarks pueden combinarse entre sí para dar lugar a hadrones.

En estos, los quarks se mantienen unidos gracias a la interacción nuclear fuerte, una de las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza. Los dos tipos de quarks más comunes en la naturaleza son los denominados arriba (up) y abajo (down). Sus posibles combinaciones incluyen el protón (formado por dos quarks arriba y uno abajo) y el neutrón (dos quarks abajo y uno arriba).

Los protones son los únicos hadrones conocidos que son estables cuando se encuentran aislados (los neutrones solo lo son cuando forman parte de un núcleo atómico, pero aislados se desintegran en unos 15 minutos). Todos los demás hadrones se forman fugazmente en colisiones de partículas de alta energía y se desintegran después en brevísimas fracciones de segundo. En el LHC, los hadrones se crean al hacer colisionar protones a velocidades muy próximas a la de la luz.

La mayoría de los nuevos hadrones descubiertos en el LHC han sido identificados por el experimento LHCb, uno de los cuatro gigantescos detectores que jalonan el anillo circular que alberga el LHC, de 27 kilómetros de longitud. La partícula anunciada ahora no ha sido una excepción. Al examinar los datos del detector LHCb, Polyakov y Vanya Belyaev, del Instituto de Física Teórica y Experimental de Moscú, identificaron claramente la huella de un tetraquark (el nombre que reciben los hadrones formados por cuatro quarks) denominado TCC+.

Los tetraquarks son muy inusuales, ya que la mayoría de los hadrones conocidos están formados por dos o por tres quarks. Los indicios del primer tetraquark fueron hallados en 2003 en el experimento Belle, de la Organización para la Investigación en Física de Altas Energías con Aceleradores (KEK) de Japón. Por su parte, el detector LHCb ha encontrado varios más desde su puesta en marcha, además de algún pentaquark.

No obstante, el tetraquark descubierto ahora parece ser especial. Los hallados con anterioridad probablemente puedan interpretarse como uniones de dos parejas ordinarias de quarks, de manera similar a como dos átomos pueden unirse para formar una molécula. Pero este último parece ser un genuino estado ligado de cuatro quarks. Se trata de algo nuevo, no de una molécula hadrónica. Es el primero de su clase. En 2017, se predijo la existencia de una partícula con las mismas propiedades que TCC+.

En la naturaleza, los tetraquarks probablemente solo existieron durante los primeros instantes del universo, cuando la temperatura y la densidad de materia y energía alcanzaron valores extremos. Pero crearlos de nuevo es importante, ya que ello permite a los físicos poner a prueba la compleja teoría que describe las interacciones nucleares fuertes.

Los datos analizados ahora han revelado las propiedades sorprendentes de la nueva partícula con tanta precisión que no dejaban lugar a error. Por ejemplo, la masa de la partícula (unas cuatro veces la del protón), fue determinada con un margen de error unas 3000 veces menor que en el descubrimiento del bosón de Higgs. En realidad, el hadrón TCC+ podía haberse identificado en los datos procedentes de los primeros años de operaciones del LHC. Sin embargo, nadie lo había hecho debido a la larga lista de posibles partículas que había que examinar.

La búsqueda de nuevos hadrones continuará, ya que las combinaciones posibles de quarks se cuentan por decenas. Su identificación es muy compleja, porque además, para una combinación de quarks dada, existe un gran número de estados excitados más masivos y con distintos números cuánticos, los cuales se clasifican como partículas independientes. Muchos de ellos se han encontrado ya en los experimentos y, de hecho, la mayoría de los hadrones listados en el catálogo de Koppenburg corresponden a estados excitados.

Fuente: Artículo de Investigación y Ciencia, 12 agosto 2021




La NASA buscará vida «de cualquier tipo» en Titán

La Dragonfly será la primera misión de la NASA que tendrá como misión principal la búsqueda de pruebas de vida, volando de un lugar a otro de Titán cada 16 días

El dron Dragonfly (libélula) que buscará vida en Titán. Fuente: NASA/ JOHNS HOPKINS APL

Un nuevo artículo científico de la Universidad de Cornell describe en detalle los objetivos de Dragonfly, la nave de la NASA que tendrá como misión principal la búsqueda de vida alienígena activa por primera vez en la historia.

Al contrario que el Perseverance marciano, que entre sus múltiples objetivos tiene la búsqueda de evidencia de vida fósil, la Dragonfly buscará principalmente evidencia de vida en Titán que esté activa ahora mismo. Y, aunque la misión Viking de finales de los 70 albergaba un experimento para detectar evidencia de vida activa en Marte, todavía envuelto en la polémica, aquella sonda tampoco tenía como misión principal la búsqueda de vida extraterrestre.

Capas de Titán: Esta ilustración muestra un posible modelo de la estructura interna de Titán que incorpora datos de la nave espacial Cassini de la NASA. En este modelo, Titán está completamente diferenciado, lo que significa que el núcleo más denso del satélite se ha separado de sus partes externas. Este modelo propone un núcleo que consiste enteramente en rocas portadoras de agua y un océano sub-superficial de agua líquida. El manto, en esta imagen, está hecho de capas heladas, una que es una capa de hielo a alta presión más cerca del núcleo y una capa de hielo exterior en la parte superior del océano sub-superficial. El modelo, desarrollado por Dominic Fortes del University College London, Inglaterra, incorpora datos del experimento de radiociencia de Cassini. Fuente: NASA/A. D. Fortes / UCL / STFC. Traducida por «Kiosco»

Dragonfly saldrá en 2027 hacia la luna de Saturno, el único sitio conocido del universo con evidencia incontestable de océanos líquidos en su superficie y uno de los principales candidatos a albergar vida fuera de nuestro planeta. Sabemos que Titán tiene un ciclo de compuestos líquidos igual que el de la Tierra, donde océanos, lagos y ríos fluyen y el líquido se evapora en nubes para volver a caer sobre la superficie con los cambios de temperatura.

La única diferencia es que estos líquidos son metano y etano, dos sustancias orgánicas, y no agua como en la superficie terrestre. Pero también sabemos que hay un océano de agua líquida en su manto interno, así como actividad criovolcánica. La atmósfera de Titán y la superficie es rica en componentes orgánicos que pueden dar lugar a la vida.

Según los científicos que han detallado los objetivos de esta misión vital para nuestro entendimiento del Sistema Solar y el potencial desarrollo de la vida en otros planetas, la misión Dragonfly buscará química prebiótica, estudiará la habitabilidad del planeta e indicios de vida por dos caminos.

El primero será de “vida tal y como la conocemos”. Es decir, formas de vida cuyo componente básico es el carbono y están basadas en el agua que yace en el subsuelo de la segunda luna más grande del Sistema Solar.

El segundo camino, dice el documento que detalla los objetivos científicos de la misión, será la búsqueda de “vida, pero no como la conocemos». Organismos que «pueden usar hidrocarburos líquidos como disolvente (en los lagos, mares y/o acuíferos de Titán)» en vez de agua.

Dragonfly llegará a Titán a mediados de 2030. El equipo de la Universidad de Cornell afirma en este documento que la búsqueda de esta vida es lo que ha definido la ruta de Dragonfly, una especie de Curiosity que volará gracias a cuatro rotores en la densa atmósfera de esta luna. El Dragonfly se posará suavemente sobre la superficie, recogerá muestras y las analizará para despegar a otra localización al cabo de un par de semanas.

Para cumplir este objetivo, Dragonfly tendrá como misión llegar al Selk, un cráter de 80 kilómetros a 7 grados de latitud norte donde suponen que habrá agua líquida mezclada con compuestos orgánicos de la superficie.

La misión también investigará los procesos de la geología de Titan y cómo los distintos fluidos se mezclan y definen el ciclo global del metano. Pero el objetivo principal es determinar hasta qué punto ha progresado la química prebiótica en Titán y qué moléculas y elementos están disponibles para esa química, buscando evidencia de química biológica en procesos pasados o existentes.

Fuente: Artículo de la Universidad de Cornell, EE.UU, agosto 2021




Con qué frecuencia colisionan asteroides con la Tierra y de dónde provienen?

Los asteroides de diferentes tamaños que chocan contra la Tierra se originaron en diferentes partes del cinturón de asteroides principal, según los investigadores; cuyo hallazgo tiene implicaciones sobre la frecuencia con la que ocurren tales colisiones.

Ilustración de un asteroide cercano a la Tierra. Fuente: ESA / P. Carril

Hace unos 66 millones de años, la extinción del Cretácico-Paleógeno acabó con todos los dinosaurios no aviares, un evento repentino y global potencialmente causado por el impacto de un asteroide masivo. En un nuevo estudio, los investigadores han descubierto que tales eventos, aunque aún son raros, pueden haber sido más frecuentes de lo que se pensaba anteriormente.

Los impactos de asteroides son comunes en el Sistema Solar; la superficie de la Luna con cicatrices de cráteres es testimonio de ello. La Tierra también ha visto su parte de impactos de asteroides, incluso más que la Luna porque es un objetivo más grande. Las cuencas de impacto terrestre dan una cuenta importante de los tamaños y composiciones de los «impactadores», así como los momentos en que ocurrieron esas colisiones.

El nuevo estudio arroja nueva luz sobre el origen y las tasas de impacto de los grandes asteroides que finalmente se estrellaron en la Tierra. El trabajo sugiere que los impactos de asteroides grandes y ricos en carbono probablemente fueron más comunes en el pasado de la Tierra de lo que se pensaba anteriormente. El trabajo también insinúa que los asteroides de diferentes tamaños provienen de diferentes partes del cinturón de asteroides principal.

La mayoría de los asteroides que se acercan a la Tierra se originan en la región entre Marte y Júpiter. Un viaje desde allí a la Tierra implica tres fases: deriva dentro del cinturón, expulsión y cruce de órbitas con la Tierra.

Mientras un asteroide se encuentra dentro del cinturón, gira y se mueve alrededor del Sol en una órbita particular. De hecho, su vida sería bastante tranquila si no fuera por la radiación solar que ilumina parte de su superficie. La superficie calentada emite radiación térmica pero en una dirección ligeramente diferente debido a la rotación del asteroide. Debido a que la radiación lleva impulso, el efecto neto cambia ligeramente la órbita del asteroide, lo que eventualmente mueve el asteroide hacia el Sol o alejándolo del mismo. Esta fuerza de deriva se conoce como efecto Yarkovsky.

La órbita de un asteroide cambia debido al efecto Yarkovsky. A medida que la luz solar calienta un asteroide, la superficie irradia radiación térmica, lo que hace que el asteroide se desplace. Dependiendo de la dirección de rotación del asteroide, el asteroide se desplaza acercándose o alejándose del Sol. Fuente: Sarah A. Brands; fuente: R. Binzel / Nature. Traducida por «Kiosco»

Las órbitas de algunos asteroides también se vuelven inestables debido a las fuerzas gravitacionales de los planetas. Cuando uno se desestabiliza, su órbita cambia drásticamente y el asteroide puede encaminarse hacia la Tierra.

El efecto Yarkovsky es difícil de calcular en general, y los modelos anteriores simplemente simulaban asteroides directamente en órbitas inestables para ver su evolución. Sin embargo el nuevo estudio incluyó en sus simulaciones los efectos de radiación anteriores que causaron que los asteroides se desplazaran hacia regiones inestables. Estudiaron especialmente en los grandes asteroides, para los que estos efectos son mucho más fáciles de tener en cuenta.

Los autores calcularon los movimientos para la población observada de asteroides grandes (de más de 5 kilómetros de diámetro) con órbitas conocidas: hay más de 40.000 asteroides conocidos de ese tamaño en el cinturón principal. Luego, asignaron una fuerza de radiación razonable a cada asteroide y calcularon cómo evolucionaba el sistema.

El estudio predice que en más de mil millones de años, de 16 a 32 asteroides de más de 5 kilómetros de diámetro golpearían la Tierra. Los impactos de asteroides mayores de 10 kilómetros son raros y ocurren aproximadamente cada 250 a 500 millones de años. Tener uno de estos eventos hace solo 66 millones de años es, por lo tanto, algo especial.

La simulación también predice que aproximadamente la mitad de todos los impactadores grandes serían oscuros, sin reflejar mucha luz, y que más de estos impactadores escaparían de las partes externas del cinturón. Una simulación anterior que se centró en objetos más pequeños mostró que la mayoría de esos impactos provenían de asteroides brillantes en el cinturón interior.

La mayoría de los impactos terrestres registrados provienen de asteroides pequeños y brillantes. Sin embargo, el «asteroide de los dinosaurios» tenía una composición rica en carbono, lo que sugiere que el asteroide era más oscuro. El nuevo estudio parece haber resuelto esta discrepancia. Los impactadores grandes deben ser oscuros la mitad del tiempo, pero no ocurren con frecuencia. No encontramos muchos simplemente porque la gran mayoría de los cráteres terrestres conservados se formaron solo en los últimos 650 millones de años.

Los científicos ahora necesitan comprender mejor las diferencias entre los estudios anteriores y los nuevos, y examinar la influencia del tamaño en la frecuencia de los impactos.

Fuente: Sky and Telescope, 23 julio 2021




La galaxia Centauro A fotografiada desde Cerro Tololo

El Observatorio Interamericano del Cerro Tololo, en Chile, obtiene una fotografía con inusitado detalle de una de las galaxias más icónicas del hemisferio sur celeste.

La nueva imagen de gran detalle de la galaxia Centauro A. Fuente: CTIO/NOIRLab/DOE/NSF/AURA; Monika Soraisam (Universidad de Illinois en Urbana-Champaign/NSF NOIRLab); T.A. Rector (Universidad de Alaska en Anchorage/NSF NOIRLab), M. Zamani (NSF NOIRLab) y D. de Martin (NSF’s NOIRLab)

La galaxia Centauro A se encuentra a unos 12 millones de años-luz en la constelación del Centauro, en el hemisferio sur. Fue descubierta a principios del siglo XIX y es una de las galaxias de gran tamaño más cercanas a la Tierra, por lo que ha sido profusamente estudiada. Presenta una morfología muy peculiar, caracterizada por un gran bulbo brillante parcialmente oculto por una oscura franja de polvo, la cual los astrónomos atribuyen a una pasada colisión entre galaxias.

La nueva imagen, publicada el pasado 31 de agosto de 2021, ha sido tomada por la Cámara de Energía Oscura (DECam), instalada en el telescopio Víctor M. Blanco del Observatorio Interamericano del Cerro Tololo, en la región chilena de Coquimbo. Esta cámara de 570 megapíxeles fue diseñada para el Sondeo de la Energía Oscura (DES, por sus siglas en inglés), un proyecto concebido para efectuar un gran sondeo de galaxias y poder estudiar así la historia cósmica y las propiedades de la energía oscura, el misterioso agente responsable de la expansión acelerada del universo.

El centro de Centauro A alberga un agujero negro supermasivo de unos 55 millones de masas solares, el cual es responsable de la expulsión de un gigantesco chorro de material lanzado a velocidades próximas a la de la luz. Por su parte, la franja de polvo que muestra la fotografía contiene una extensa región de formación estelar, revelada por las nubes de hidrógeno en colores rojizos, así como una gran cantidad de estrellas azules.

En febrero de 2018 Centauro A fue portada de la revista Science debido a un estudio que analizó la distribución de las galaxias enanas que la rodean. Dicho trabajo halló que las galaxias satélite de Centauro A estaban esencialmente contenidas en un plano y orbitaban en un mismo sentido: un resultado difícil de reconciliar con las predicciones del modelo cosmológico estándar y con las propiedades usualmente atribuidas a la materia oscura, las cuales implican que las galaxias satélite deberían mostrar una distribución y unos movimientos aleatorios. Esa disposición extrañamente ordenada de las galaxias enanas ha sido también observada en las galaxias satélite que rodean a la Vía Láctea y a Andrómeda y, a día de hoy, sigue sin explicación conocida.

Fuente: Artículo en Investigación y Ciencia, basado en fotonoticia de NOIRLab-NSF, de 31 de agosto 2021




Un cometa gigante de la nube de Oort se acerca al Sol

El perihelio del cometa 2014 UN271 mostrado en trazo blanco sobre el diagrama del Sistema Solar. La órbita de Júpiter está representada en color naranja, Saturno en amarillo, Urano en verde y Neptuno, la más grande, en azul. Fuente: NASA

Los astrónomos han detectado el cometa más grande jamás registrado procedente de la nube de Oort. Aún a 20 unidades astronómicas del Sol, más allá de la órbita de Urano, ya está desprendiendo gas. El Minor Planet Center ha clasificado oficialmente este objeto como cometa: el cometa Bernardinelli-Bernstein (C / 2014 UN271).

Nuevas observaciones, tomadas el 22 de junio con el telescopio remoto SkyGems de 0,51 metros en Namibia, revelan “actividad cometaria clara, con una coma de 15 segundos de arco”.

Los astrónomos descubrieron el cometa, llamado 2014 UN271, en datos recopilados por Dark Energy Survey, que recientemente publicó datos sobre cientos de millones de galaxias repartidas en una octava parte del cielo. Las computadoras del sondeo pasaron millones de horas buscando automáticamente todo el conjunto de datos en busca de objetos transitorios que se movieran por el cielo. Buscaban objetos transneptunianos, y desde 2014 a 2018 encontraron 800, uno de ellos fue el cometa, quedando la órbita registrada el 19 de junio en una Circular Electrónica de Planetas Menores.

La órbita llamó la atención de inmediato porque mostraba al cometa procedente de las profundidades de la Nube de Oort, un conjunto de planetesimales que rodean el Sol a distancias de aproximadamente 1.000 a 100.000 U.A:. El cometa continuará aproximándose hasta casi la órbita de Saturno antes de volver a alejarse. Las nuevas observaciones lo sitúan en una magnitud aproximada de 20, lo que permite una estimación aproximada de su diámetro de 160 kilómetros. Eso lo coloca en el extremo más grande de los cometas de largo período de la Nube de Oort, en el momento en que son visibles desde la Tierra. Pero es un peso ligero en relación con el resto del sistema solar, por lo que podría ser sacudido por un encuentro cercano con un planeta.

Ese tamaño no es suficiente para convertirlo en un planeta enano, pero es el objeto más grande de la Nube de Oort que hemos visto hasta ahora. Es más grande que el reciente poseedor del récord, el cometa Hale-Bopp (C / 1995 O1), que tenía unos 60 kilómetros de diámetro. El cometa de 1729 (C / 1729 P1), pudo haber tenido una extensión del orden de 100 km; sin embargo, no se adentró mucho más de la órbita de Júpiter, por lo que los observadores en ese momento estaban limitados en lo que podían ver.

El cálculo de la órbita se basa en 32 observaciones tomadas durante cuatro años con un telescopio de 4 metros y la cámara de alto rendimiento DECam de Dark Energy Survey. A partir de esos datos, los cálculos predicen que el cometa alcanzará el perihelio el 23 de enero de 2031 a 10,95 U.A., justo fuera del punto más distante de la órbita de Saturno. La inclinación de la órbita será de 95º.

Cuando se tomó la primera imagen se encontraba a unas 29 UA, algo menos que el radio característico de la órbita de Neptuno. El afelio probable está a 40.000 U.A. y tardará unos 2,2 millones de años en alcanzarlo de nuevo.

Hay poca probabilidad de observaciones previas al descubrimiento porque el cometa era un poco más débil que la magnitud 22 cuando se vio por primera vez, y antes habría sido incluso más débil. Por otro lado, es posible que el cometa aparezca en las observaciones tomadas desde 2018.

El comportamiento de los cometas es muy difícil de predecir, pero este está comenzando a desprender gases muy temprano, y muchos más telescopios se dirigirán hacia él en los próximos meses y años.

Fuente: Sky and Telescope, 22 de junio de 2021




El freno a la producción de CFC evitó un calentamiento global mucho mayor

El Protocolo de Montreal de 1989 supuso reducir las emisiones de clorofluorocarburos (CFC). Sin ese acuerdo, hoy la humanidad se enfrentaría a un calentamiento planetario aún peor.

No prohibir los CFC en el Protocolo de Montreal hubiese tenido pésimas consecuencias no solo para la capa de ozono (en la imagen, proyección para 2064 con y sin acuerdo), sino también para el calentamiento global. Fuente: NASA/Goddard Space Flight Center Scientific Visualization Studio.

Que el mundo se uniese en 1989 para que se dejaran de fabricar los clorofluorocarburos (CFC) marcó una época en la política medioambiental global y prefigura los acuerdos ahora necesarios para limitar de forma decisiva las emisiones de CO2.

Un grupo de científicos ha analizado por medio de un modelo lo qué habría pasado si las naciones no se hubiesen puesto de acuerdo en eliminar los CFC y si hubieran seguido produciéndolos sin parar. La conclusión es que el Protocolo de Montreal ha puesto a salvo al mundo de un calentamiento adicional temible. Si la producción de esas sustancias químicas hubiera continuado sin freno, a finales de este siglo el planeta llegaría a estar 2,5 grados más caliente de lo que lo estará solo con el cambio climático que está ocurriendo aun sin ellas.

Eso es debido a que los CFC tienen un efecto doble en el clima. Por una parte, son unos gases de invernadero muy eficientes y retienen el calor en la atmósfera aún más que el dióxido de carbono o el metano. Solo con esto aumentarían ya la temperatura media mundial en unos 1,7 grados, según las simulaciones efectuadas por el grupo.

Por otra parte, los CFC actúan por medio de la vegetación sobre la distribución del dióxido de carbono en la Tierra. Sin la prohibición de Montreal, para finales del siglo solo quedarían restos de la capa de ozono. La intensa radiación ultravioleta que entonces se recibiría inhibiría el crecimiento vegetal y con ello la capacidad de las plantas de incorporar carbono. Este efecto añadiría a la atmósfera entre 325 y 690 gigatoneladas de CO2, que causarían a su vez un calentamiento adicional de 0,8 grados, según el cálculo.

Incluso aunque la humanidad pudiese reducir a cero de hoy para mañana sus emisiones de gases de invernadero, la suma de estos dos efectos de los CFC haría que la temperatura media aumentase unos 2,5 grados. Sumando a su vez esto al aumento de algo más de un grado que ya se ha producido, la humanidad tendría que vérselas al final de este siglo con al menos un aumento de 3,5 grados, mucho más que los 1,5 grados que en la parte del sexto informe evaluador del IPCC recién publicada se tiene por aún manejable.

Como escribe el grupo, su análisis muestra que el éxito del Protocolo de Montreal ha ido mucho más allá de la protección de la capa de ozono y de nuestra piel. No haber impuesto restricciones vinculantes habría sido optar por la «Tierra quemada».

Fuente: Artículo en NATURE: «The Montreal Protocol protects the terrestrial carbon sink», de Paul J. Young et al.,




El interior de Marte según los datos sísmicos de la misión InSight

Ilustración que representa la estructura interna de Marte. Fuente: © IPGP / D. Ducros

Investigadores de varias instituciones, entre las que se encuentra el CSIC, han analizado los terremotos registrados en Marte por el módulo de la NASA y han podido reconstruir, por primera vez, el interior marciano. Los datos, publicados en tres estudios en Science, apuntan a que tiene un núcleo líquido y metálico. También dan información sobre el tamaño de este, la estructura de la corteza y el manto, y son clave para mejorar nuestra comprensión de cómo se formó este planeta hace miles de millones de años y evolucionó a través del tiempo.

Las primeras observaciones sísmicas directas del módulo de aterrizaje InSight de la NASA en suelo marciano proporcionan información clave sobre estructura interna y la composición de Marte. El equipo internacional ha analizado los datos de una decena de terremotos registrados por el sismómetro ultrasensible de banda ancha SEIS (Seismic Experiment for Interior Structure), desplegado por esta misión.

El estudio y análisis de los datos sísmicos registrados por SEIS ha permitido a los científicos determinar el grosor y la estructura de la corteza de Marte. En ello se centra uno de los estudios, cuya primera autora es Brigitte Knapmeyer-Endrun, geofísica de la Universidad de Colonia (Alemania). En este trabajo ha colaborado Martin Schimmel, investigador de Geociencias Barcelona (GEO3BCN-CSIC).

Estudiando los datos de los terremotos y del ruido sísmico ambiental bajo el punto de aterrizaje de InSight, el equipo halló pruebas de una corteza multicapa, que podría tener dos o tres niveles. Extrapolando estos datos a todo el planeta, los investigadores mostraron que el espesor medio de la corteza de Marte se podría situar entre los 24 y 72 kilómetros.

La medición del grosor de la corteza en el lugar de aterrizaje de InSight es suficiente para cartografiar la corteza de todo el planeta. Las mediciones realizadas desde los satélites que orbitan Marte proporcionan una imagen muy clara del campo gravitatorio de este, lo que permite a los científicos comparar las diferencias relativas del grosor de la corteza con la medición realizada en el lugar de aterrizaje.

Lo que la sismología mide son principalmente contrastes de velocidad. Se trata de diferencias en la velocidad de propagación de las ondas sísmicas en distintos materiales. De forma muy similar a la óptica, se estudian fenómenos como la reflexión y la refracción. En lo que respecta a la corteza, también tienen en cuenta el hecho de que esta y el manto están formados por rocas diferentes, con un fuerte salto de velocidad entre ellas. A partir de estos saltos, se puede determinar con gran precisión la estructura de la corteza.

Un comunicado emitido por la Universidad de Colonia pone de relieve que el estudio de la corteza de Marte es especialmente interesante porque se formó en una etapa temprana a partir de los restos de un manto fundido. Los datos sobre su estructura actual también aportan información sobre cómo evolucionó Marte. Además de una comprensión más precisa de la evolución del planeta rojo, ayuda a descifrar cómo se desarrollaron los primeros procesos de diferenciación en el Sistema Solar y por qué Marte, la Tierra y otros planetas son tan diferentes en la actualidad.

Por su parte, el equipo de Amir Khan, del Instituto de Geofísica de la ETH Zúrich (Suiza) y primer autor del segundo de los trabajos, utilizó las ondas sísmicas directas y reflejadas en la superficie de ocho terremotos marcianos de baja frecuencia para sondear más profundamente y revelar la estructura del manto de Marte hasta una profundidad de casi 800 km. Sus hallazgos indican que existe una gruesa litosfera a casi 500 km por debajo de la superficie y que, al igual que la Tierra, posiblemente tenga una capa de baja velocidad por debajo.

A más profundidad todavía, Simon Stähler, geofísico en el departamento de Ciencias de la Tierra de la ETH de Zúrich, y sus colegas utilizaron las débiles señales sísmicas reflejadas en el límite entre el núcleo y el manto marciano para investigar el núcleo marciano. En esta tercera investigación ha colaborado también el investigador del GEO3BCN-CSIC Martin Schimmel.

Los datos apuntan a que el núcleo líquido de Marte tendría un radio de unos 1.830 ±40 km. Este tamaño indica, según los autores, la presencia de una serie de elementos ligeros (como azufre, oxígeno o hidrógeno) en su interior, constituido principalmente por hierro y níquel.

Gracias a los datos registrados por los sensores de viento y temperatura del Instrumento TWINS incorporado en la sonda InSight, desarrollado por el Centro Español de Astrobiología (CAB, CSIC-INTA), los autores pudieron verificar que las ondas sísmicas analizadas no provenían de las vibraciones producidas por el viento.

El equipo del Mars Quake Service de la misión fue capaz así de registrar y catalogar un total de 600 eventos sísmicos, de los cuales unos 60 corresponden a los llamados terremotos relativamente distantes. Una decena contenían información sobre la estructura profunda del planeta.

El conocimiento del tamaño del núcleo de Marte y su estructura proporcionan información sobre cómo se pudo generar el campo magnético que una vez protegió la atmosfera del planeta de las partículas de alta energía procedentes del Sol.

El tamaño del núcleo y la estructura interior del planeta tienen una función clave en los procesos de convección del manto que se manifiestan en superficie, como la actividad volcánica y tectónica. En los próximos años, cuando se obtengan más medidas de seísmos marcianos, los científicos perfeccionarán estos modelos del planeta rojo.

Fuentes: Artículo en Science de B. Knapmeyer-Endrun, et al. “Thickness and structure of the martian crust from InSight seismic data”.

Artículo en Science de S.C. Stähler, et al. (2021) “Seismic detection of the Martian core”.

Artículo en Science de A. Khan, et al (2021) “Upper mantle structure of Mars from InSight seismic data”.




Nube huérfana en un cúmulo de galaxias

La nube huérfana es la parte azul en forma de paraguas de la imagen. Se ha codificado por colores para mostrar la parte de rayos X de la nube, en azul; el gas cálido en rojo; y la región visible en blanco muestra algunas de las galaxias del cúmulo. La parte de la nube que se había descubierto en 2017 (en rojo) se superpone con la radiografía en la parte inferior de la nube. Fuente: ESA

Nuevas observaciones realizadas con el telescopio de rayos X, XMM Newton de la ESA, han revelado una «nube huérfana»: una nube aislada en un cúmulo de galaxias que es el primer descubrimiento de este tipo.

Suceden muchas cosas en un cúmulo de galaxias. Puede haber desde decenas hasta miles de galaxias ligadas por la gravedad. Las galaxias en sí tienen una variedad de propiedades diferentes, pero generalmente contienen sistemas con estrellas y planetas, junto con material entre las estrellas: el medio interestelar. Entre las galaxias hay más material: un tenue gas caliente conocido como medio intercumular (entre cúmulos). Y a veces, en medio del caos, parte del medio interestelar puede ser arrancado de una galaxia y quedar varado en una región aislada del cúmulo, como revela este nuevo estudio.

Abell 1367, también conocido como el cúmulo de Leo, es un cúmulo joven que contiene alrededor de 70 galaxias y se encuentra a unos 300 millones de años-luz de la Tierra. En 2017, el telescopio Subaru en Japón descubrió una pequeña nube de gas cálido de origen desconocido en A1367. Un sondeo de rayos X para estudiar otros aspectos de A1367 descubrió inesperadamente rayos X que emanan de esta nube, revelando que la nube es en realidad más grande que la Vía Láctea.

Esta es la primera vez que se observa una nube entre cúmulos tanto en rayos X como en la luz que proviene del gas caliente. Dado que la nube huérfana está aislada y no está asociada con ninguna galaxia, es probable que haya estado flotando en el espacio entre galaxias durante mucho tiempo, lo que hace que su mera supervivencia sea sorprendente.

El descubrimiento de esta nube huérfana fue realizado por Chong Ge en la Universidad de Alabama en Huntsville, y sus colegas, y el estudio ha sido publicado en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Junto con los datos de XMM-Newton y Subaru, Chong y sus colegas también utilizaron el Explorador espectroscópico de unidades múltiples (MUSE) en el Very Large Telescope (VLT) para observar el cúmulo en luz visible.

Anteriormente se pensaba que la distribución de material entre las galaxias era gradual, sin embargo, estudios de rayos X más recientes han revelado la presencia de conglomerados de gas en cúmulos. Se teorizó que esos conjuntos de gas en los cúmulos eran originalmente el gas interestelar que existía entre las estrellas en galaxias individuales. El gas intercumular actúa como un viento que es lo suficientemente fuerte como para extraer el gas interestelar de la galaxia mientras la galaxia se mueve a través del cúmulo. Sin embargo, hasta ahora no se habían realizado observaciones que demostraran este origen.

La observación del gas caliente en el cúmulo proporciona la evidencia para mostrar que esta nube huérfana se originó dentro de una galaxia. El material interestelar es mucho más frío que el material intercumular, y la temperatura de la nube huérfana coincide con la del gas interestelar. Los investigadores también pudieron determinar por qué la nube huérfana ha sobrevivido tanto tiempo. Debería esperarse que una nube aislada fuera desgarrada por inestabilidades causadas por las diferencias de velocidad y densidad. Sin embargo, encontraron que un campo magnético en la nube podría suprimir estas inestabilidades.

Es probable que la galaxia madre de la nube huérfana sea masiva, ya que la masa del gas de rayos X en la nube huérfana es sustancial. Es posible que algún día se descubra su procedencia con observaciones futuras siguiendo algunas pistas. Por ejemplo, hay rastros del gas caliente que se extienden más allá de la nube huérfana que podrían usarse para identificar la galaxia madre con más datos. Hay otros misterios sin resolver con respecto a la nube que podrían descifrarse con más observaciones, como el misterioso desplazamiento entre la zona más brillante en rayos X y la más brillante del gas caliente en luz visible.

Una investigación más profunda de este objeto también mejorará nuestra comprensión de la evolución del medio interestelar arrastrado a una distancia tan grande de su galaxia madre y proporcionará un laboratorio poco común para estudiar otras cosas como la turbulencia y la conducción de calor. Este estudio allana el camino para la investigación de las nubes de gas intercumular, ya que los futuros sondeos de gases cálidos podrán dedicarse a la búsqueda de otras nubes huérfanas.

Fuente: Fotonoticia de ESA, 29 junio 2021




También hay fusiones de agujero negro con estrella de neutrones,según LIGO

Los astrónomos han detectado los dos primeros ejemplos convincentes de agujeros negros fusionándose con estrellas de neutrones. Los miembros de las colaboraciones LIGO, Virgo y KAGRA (en adelante LVK) informan de los descubrimientos en Astrophysical Journal Letters de 1 de julio 2021.

Los científicos detectaron los eventos durante la segunda mitad de la tercera serie de observación de LIGO (llamada O3b), cuyo análisis completo aún está por publicarse. O3b se desarrolló desde noviembre de 2019 hasta finales de marzo de 2020. Los dos eventos de ondas gravitacionales, denominados GW200105 y GW200115, pasaron por los detectores con solo 10 días de diferencia, el 5 de enero de 2020 y el 15 de enero de 2020, respectivamente.

Ilustración de las ondas gravitacionales creadas por una estrella de neutrones y un agujero negro en trayectoria espiral uno hacia el otro. Fuente: Mark Myers (OzGrav / Universidad de Swinburne)

Cada fusión involucró un agujero negro bastante pequeño (menos de 10 masas solares) emparejado con un objeto entre 1,5 y 2 masas solares, justo en el rango esperado para las estrellas de neutrones. Los observadores no captaron el brillo de las colisiones, pero dado que ambos choques ocurrieron aproximadamente a 900 millones de años-luz de distancia, era improbable detectar un destello, incluso si sucediera uno, y probablemente no sucedió: los agujeros negros son lo suficientemente grandes como para hacerlo así. Engulleron las estrellas de neutrones enteras, en lugar de romperlas en pedazos.

Los miembros de LVK han informado antes de un posible aplastamiento de una estrella de neutrones y un agujero negro, pero aún no está claro si es solo un error en los datos. Y el verano pasado, también anunciaron una desconcertante colisión que involucró a la estrella de neutrones más masiva o al agujero negro más pequeño conocido. (El equipo aún está deliberando, pero al menos algunos astrónomos se inclinan hacia el agujero negro). Por lo tanto, en términos de nivel de confianza, los dos nuevos eventos marcan una novedad para los estudios de ondas gravitacionales.

El agujero negro involucrado en el evento GW200105 tenía una masa de alrededor de 9 masas solares y parece haber girado lentamente, tal vez ni siquiera en absoluto. Eso podría indicar que es el núcleo de una estrella colapsada, aunque las observaciones de rayos X de agujeros negros en binarias estelares no lo confirman.

Desafortunadamente, debido a que son de cuatro a cinco veces más masivas que las estrellas de neutrones, los agujeros negros en ambas fusiones ocultan información sobre los giros de sus compañeros más pequeños.

Curiosamente, el agujero negro de 6 masas solares de GW200115 puede haber girado al revés con respecto a su órbita espiral. Por lo general, se espera que los objetos que nacen como binarios se inclinen menos de 30 ° de sus órbitas entre sí, por lo que el ángulo excesivo del agujero negro podría significar que se alineó con la estrella de neutrones después de la formación. Sin embargo, no hay forma de saberlo con certeza.

Esos giros desalineados pueden producirse de varias formas. Si los objetos se unieron tarde en su vida probablemente se inclinaron en todo tipo de direcciones, quizás habiendo cambiado de pareja varias veces mientras las estrellas y sus restos bailaban en cuadratura a través de un cúmulo. Pero una estrella también puede golpear a su compañero natal cercano cuando hace supernovas o le arroja gas. En este caso, no hay forma de saberlo.

Pero lo que importa es el conjunto. Si se reúnen suficientes detecciones de estrella de neutrones + agujero negro, los astrónomos podrán buscar patrones. Si muchos tienen giros desalineados, eso podría favorecer la teoría de los emparejamientos tardíos. Los investigadores de LVK ya han realizado un análisis preliminar de este tipo sobre los agujeros negros del último catálogo y han encontrado indicios de que aproximadamente un tercio de los agujeros negros atrapados en colisión eran emparejamientos tardíos.

La combinación de datos de los tres tipos de fusiones (estrellas de neutrones dobles, agujeros negros dobles y binarios de estrellas de neutrones y agujeros negros) será importante. Cualquiera que sea el proceso de formación que produzca la mayor parte de un tipo binario, probablemente producirá muchos del otro tipo. Una vez que los astrónomos comprendan mejor la frecuencia con la que ocurren los diferentes tipos de fusiones, podrán precisar qué procesos producirían cada tipo de binario a la tasa observada y esbozar un esquema de cómo se formaron probablemente los sistemas.

Fuente: Artículo en Sky and Telescope, 29 de junio de 2021 basado en el informe de la Colaboración científica LIGO, Colaboración Virgo y Colaboración KAGRA. «Observation of gravitational waves from two neutron star–black hole coalescences.” Astrophysical Journal Letters, 1 de julio de 2021.




Una misma supernova, vista tres veces por una lente gravitacional; y se predice que aparecerá una cuarta imagen dentro de 20 años

Imagen del cúmulo MAC J0138.02155 y la galaxia MRG-M0138 con lentes gravitacionales que muestran las ubicaciones de las tres imágenes observadas de la supernova (SN1,2 y 3). A la derecha, aparecen las supernovas en las imágenes de 2016 (primera columna) y su ausencia en la imagen de 2019 (segunda columna). Las dos últimas imágenes de abajo, muestran la ubicación esperada de la cuarta imagen (SN4), que se estima que aparecerá alrededor de 2037. Fuente: Rodney, Brammer et al.

La luz de galaxias muy lejanas puede curvarse debido a masas que encuentran en su camino hacia nosotros, de tal manera que experimenten un tipo de retraso de tiempo. Eso es lo que sucede en las lentes gravitacionales, como las que nos brindan las hermosas imágenes de los anillos de Einstein. La dilatación del tiempo alrededor de algunas de estas galaxias puede ser tan extrema que la luz de un solo evento, como una supernova, puede aparecer en la Tierra en momentos muy diferentes. Eso es exactamente lo que ha descubierto un equipo dirigido por el Dr. Steven Rodney de la Universidad de Carolina del Sur y el Dr. Gabriel Brammer de la Universidad de Copenhague. Ya han aparecido tres copias de esta supernova, y el equipo cree que volverá a aparecer una cuarta, dentro de 20 años.

Encontrar este fenómeno es importante porque ayuda a resolver un importante debate en la comunidad cosmológica. La tasa de expansión del universo supera la tasa esperada cuando se calcula a partir de la radiación cósmica de fondo de microondas. Más comúnmente, este enigma cosmológico se resuelve invocando la «energía oscura», una fuerza oscura que supuestamente es responsable de aumentar la tasa de aceleración. Pero los científicos no saben realmente qué es la energía oscura, y para averiguarlo necesitan un mejor modelo de la física del universo primitivo.

Una forma de obtener ese mejor modelo es encontrar un evento que se distorsione activamente a través de una lente gravitacional. Es importante destacar que el mismo evento debe aparecer en dos momentos distintos y separados para proporcionar información para un cálculo sobre la relación de la distancia entre la galaxia que realiza la lente y la galaxia de fondo que fue la fuente del evento.

Esa proporción es un componente importante en el cálculo de algunas de las variables asociadas con la energía oscura. Y la candidata a supernova, es una de las mejor definidas hasta la fecha. Es solo el tercer ejemplo de una supernova con lentes múltiples. También se han podido detectar en quásares con sus propios retrasos temporales, pero la naturaleza variable de los propios cuásares los hace menos adecuados para el tipo de cálculos de distancia angular que necesitan los cosmólogos.

La nueva supernova, conocida como AT2016jka, se encontró entre los datos del Hubble recopilados en 2016. Está ubicada en la galaxia conocida como MRG- M0138, la más espectacular observada por el programa de observación del Hubble REQUIEM.

MRG-M0138 tiene “lentes cuádruples”, lo que significa que se pueden ver cuatro copias de la galaxia dispersas alrededor de un cúmulo de galaxias más cercano a nuestra propia galaxia, conocido como MAC J0138.02155. Cuando el equipo estaba sondeando la región en julio de 2019, notaron que las tres fuentes puntuales de luz que estaban presentes en los datos de julio de 2016 ya no estaban allí. Lo más probable es que los datos de julio de 2016 capturaran una supernova aumentada mediante una lente gravitacional de 3 formas diferentes.

Sin embargo, la cuarta lente esperada no apareció en los datos del Hubble. Usando su modelo de lente para el sistema, el equipo determinó que la cuarta imagen debería aparecer en algún momento alrededor de 2037. Con un tiempo de referencia tan largo entre apariciones del mismo evento, esta supernova proporcionaría datos valiosos al debate sobre la dilatación del tiempo en eventos de lentes gravitacionales.

Desafortunadamente, eso también significa que los científicos tienen que esperar casi 20 años para tener en sus manos esos datos. También significa que tienen que vigilar atentamente esa parte del cielo en la ventana de 2 años en la que los cálculos predicen que aparecería la cuarta imagen de la supernova. Probablemente no sería una mala idea mantener la mitad de un ojo allí el resto del tiempo también, en caso de que aparezca antes de lo esperado.

Si todo va bien, esa última pieza de datos en cuanto a la fecha exacta del brillo máximo de la supernova será bien monitorizada por una nueva flota de instrumentos cosmológicos. Telescopios como Vera Rubin y Nancy Grace prometen observar cientos de estas supernovas con lentes que pueden proporcionar aún más datos para restringir aún más la energía oscura. Con suerte, también podrán captar el último suspiro de la supernova en MRG-M0138, para culminar un gran trabajo de detectives y demostrar lo sorprendente que es la dilatación del tiempo gravitacional.

Fuente: Artículo en Universe Today, 21 junio 2021, sobre el artículo original en Nature: https://www.nature.com/articles/s41550-021-01450-9?proof=tr




Los filamentos cósmicos parecen girar sobre sí mismos

Se trataría de las mayores estructuras conocidas del universo con momento angular. Por ahora no está claro qué mecanismo podría haberles imprimido ese movimiento de rotación.

Ilustración ficticia de la rotación de uno de los filamentos cósmicos. Fuente: Evan Gough

Todo lo que hay en el universo parece girar de una manera u otra. La Tierra gira en torno a su eje y lo hace también alrededor del Sol. Este completa una vuelta sobre sí mismo cada 27 días aproximadamente y, al mismo tiempo, tarda unos 230 millones de años en describir una órbita en torno al centro de la galaxia; la cual, por supuesto, también gira.

Pero…¿rotan también las mayores estructuras del universo? Aunque hasta hoy nadie lo sabe con certeza, un trabajo reciente ha hallado indicios de que los gigantescos filamentos de galaxias y materia oscura que conforman la red cósmica también rotan. De confirmarse, eso los convertiría en las mayores estructuras conocidas del universo con momento angular.

La red cósmica da cuenta de la distribución de materia a gran escala en el cosmos. Su aspecto puede compararse al de una gigantesca telaraña cuyos «hilos» están formados principalmente por materia oscura. Con longitudes típicas de cientos de millones de años-luz, por estos filamentos circulan también las galaxias. Estas tienden a acumularse en los nodos de la red, donde se concentran los grandes cúmulos y supercúmulos de galaxias.

Peng Wang, del Instituto Leibniz de Astrofísica de Potsdam, y sus colaboradores se propusieron analizar si estos gigantescos filamentos de materia rotan en torno a su eje. Para ello, midieron el desplazamiento al rojo de las galaxias situadas a un lado y otro del supuesto eje de rotación. Cuando la luz que nos llega de un cuerpo celeste se muestra más azulada o más rojiza de lo que debería, eso quiere decir que el objeto se está moviendo hacia la Tierra o alejándose de ella, respectivamente. Por tanto, si un filamento no rota, no debería haber grandes diferencias en los desplazamientos al rojo de las galaxias situadas a uno y otro lado del eje según se ven desde la Tierra.

Dado que no todos los filamentos de la red cósmica presentan la misma orientación, los autores llevaron a cabo un análisis estadístico de miles de estas estructuras. Al hacerlo, hallaron que los filamentos efectivamente parecen girar y que la señal de rotación (la diferencia entre el desplazamiento al rojo de las galaxias situadas a uno y otro lado del eje) dependía en gran medida de la orientación del filamento, siendo mayor en aquellos orientados perpendicularmente a la línea de visión. Por tanto, es posible que los que presentan otras orientaciones también roten, aunque dicho movimiento no resulte fácil de detectar desde la Tierra.

La velocidad de rotación del filamento en función de la distancia de las galaxias al eje del filamento. La velocidad de rotación se calcula mediante c x Δz, donde Δz es la diferencia de desplazamiento al rojo de las galaxias a una distancia dada con respecto al desplazamiento al rojo del filamento. La distancia de las galaxias al eje del filamento en la región en retroceso se muestra a la derecha en rojo y se les asigna valores positivos, mientras que la distancia de las galaxias en la región que se acerca (izquierda) se marca en azul y se les asigna valores negativos. Las barras de error representan la desviación estándar de la media. Fuente: Nature Astronomy

Los autores consideran que su resultado constituye un indicio de que el momento angular en el universo puede también generarse a escalas extremadamente grandes. Hasta ahora se sabía que las propiedades de la red cósmica y las de sus filamentos influyen en el proceso de formación y evolución de las galaxias, así como en sus movimientos de giro. Sin embargo, el nuevo estudio plantea la pregunta de qué mecanismo pudo haber puesto en marcha el movimiento de rotación de los propios filamentos. Por ahora, las posibles causas no están claras.

Fuente: Artículo Investigación y Ciencia sobre el original: «Possible observational evidence for cosmic filament spin»; Peng Wang et al. en Nature Astronomy, 14 de junio de 2021.




Una enana blanca observada antes de explotar como supernova tipo Ia

Las supernovas de tipo Ia son una herramienta importante para la astronomía moderna. Se cree que ocurren cuando una estrella enana blanca captura masa más allá del límite de Chandrasekhar, provocando una explosión cataclísmica. Debido a que ese límite es el mismo para todas las enanas blancas, todas las supernovas de Tipo Ia tienen aproximadamente el mismo brillo máximo. Por lo tanto, pueden usarse como candelas estándar para determinar distancias galácticas. Las observaciones de la supernova de Tipo Ia llevaron al descubrimiento de la energía oscura y esa expansión cósmica se está acelerando.

Si bien estas supernovas han revolucionado nuestra comprensión del universo, no son tan estándar como creíamos. Algunas, como SN 1991T, son mucho más brillantes, mientras que otras, como SN 1991bg, son mucho más tenues. También existe una variación conocida como Tipo Iax, donde la enana blanca no es completamente destruida por la explosión. En general, podemos tener en cuenta estas variaciones al calcular las distancias estelares, pero sería bueno tener una mejor comprensión del mecanismo detrás de su brillo máximo.

El progenitor de una supernova de tipo Ia. Traducción de las figuras: FILA PRIMERA, Izquierda: Dos estrellas normales forman un par binario. Centro: La más masiva se hace gigante… Derecha: …y vierte gas sobre la estrella secundaria, causando su expansión y siendo envuelta en gas. FILA SEGUNDA, izquierda: La estrella secundaria, más ligera, y el núcleo de la gigante comienzan a caer en espiral dentro de la nube envolvente común. Centro: La envolvente común es expulsada mientras que la separación entre las estrellas disminuye. Derecha: El núcleo de la gigante colapsa y se convierten enana blanca. FILA TERCERA, Izquierda: La otra estrella, envejecida, comienza a hincharse vertiendo gas sobre la enana blanca. Centro: La masa de la enana blanca aumenta hasta que alcanza la masa crítica y explota… Derecha: …causando la dispersión de su compañera. Fuente: NASA, ESA y A. Field (STScI)

Según los modelos teóricos, el brillo máximo de una supernova de Tipo Ia depende de la masa y la densidad central de la enana blanca antes de que explote. Pero, ¿cómo se pueden medir estos valores? Después de todo, normalmente solo descubrimos estas estrellas después de que explotan.

Afortunadamente, un nuevo estudio en The Astrophysical Journal Letters muestra cómo se puede hacer. El estudio analizó un resto de supernova conocido como 3C 397. Está a unos 33.000 años-luz de la Tierra y probablemente explotó hace unos 2.000 años. Debido a que la supernova estaba relativamente cerca y era reciente, los astrónomos pueden obtener una buena visión del material arrojado por la explosión. Un estudio anterior de los restos sugiere que la estrella enana blanca original estaba muy cerca del límite de Chandrasekhar cuando explotó.

Este estudio se centró en las observaciones de isótopos particulares dentro de los desechos, en particular los de titanio y cromo. Es la primera vez que se observa titanio en un resto de Tipo Ia. Cuando el equipo comparó la cantidad de titanio y cromo con las de hierro y níquel, encontraron una proporción inesperadamente alta. Esto es importante porque las proporciones de Ti/Ni y Cr/Ni dependen de manera crucial de la densidad del núcleo de la estrella progenitora. Basado en sus observaciones, el equipo determinó que la densidad del núcleo de 3C 397 era 2-3 veces más alto de lo que generalmente se supone para las enanas blancas. Por lo tanto, la explosión probablemente fue mucho más brillante que una típica supernova de Tipo Ia.

Si bien este es un estudio único de una sola supernova, muestra cómo la proporción de elementos puede determinar las densidades del núcleo de las enanas blancas. Esto se puede utilizar para calibrar mejor el brillo máximo de las supernovas de Tipo Ia, ajustando el brillo de esta candela estándar para los cosmólogos.

Fuente: Artículo «Discovery of a Highly Neutronized Ejecta Clump in the Type Ia Supernova Remmant 3c 397», Oshiro Yuken, et al. The Astrophysical Journal Letters 913.2 (7 junio 2021) L34




Destellos de formación estelar en galaxias cercanas

Esta imagen combina observaciones de las galaxias cercanas NGC 1300, NGC 1087, NGC 3627 (arriba, de izquierda a derecha), NGC 4254 y NGC 4303 (abajo, de izquierda a derecha) tomadas con el instrumento MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer, explorador espectroscópico múltiple), instalado en el Very Large Telescope (VLT) de ESO. Cada imagen individual es una combinación de observaciones realizadas en diferentes longitudes de onda de luz para mapear poblaciones estelares y gas caliente. Los resplandores dorados corresponden principalmente a nubes de hidrógeno ionizado, oxígeno y gas de azufre, lo cual marca la presencia de estrellas recién nacidas, mientras que las regiones azuladas del fondo revelan la distribución de estrellas ligeramente más viejas. Las imágenes fueron tomadas como parte del proyecto Physics at High Angular resolution in Nearby GalaxieS (PHANGS), que está realizando observaciones de alta resolución de galaxias cercanas con telescopios que operan en todo el espectro electromagnético. Fuente: ESO/PHANGS

Un equipo de astrónomos ha publicado nuevas observaciones de galaxias cercanas que se asemejan a coloridos fuegos artificiales cósmicos. Las imágenes, obtenidas con el Very Large Telescope del Observatorio Europeo Austral (VLT de ESO), muestran diferentes componentes de las galaxias en distintos colores, lo que permite al equipo identificar las ubicaciones de las estrellas jóvenes y el gas que caliente a su alrededor. Al combinar estas nuevas observaciones con los datos del Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), del que ESO es socio, el equipo está ayudando a arrojar nueva luz sobre lo que desencadena que el gas acabe formando estrellas.

La comunidad astronómica sabe que las estrellas nacen en nubes de gas, pero aún no se sabe con seguridad qué es lo que desencadena el proceso de formación estelar y cuál es el papel que juegan las galaxias. Para entender este proceso, un equipo de investigación ha observado varias galaxias cercanas con potentes telescopios en tierra y en el espacio, haciendo un sondeo de las diferentes regiones galácticas implicadas en los nacimientos estelares.

Por primera vez se están resolviendo unidades individuales de formación estelar en una amplia gama de ubicaciones y entornos dentro de una muestra que representa bien los diferentes tipos de galaxias, según el estudio realizado como parte del proyecto Physics at High Angular resolution in Nearby GalaxieS (PHANGS). Puede observarse directamente el gas que da origen a las estrellas, ver las propias estrellas jóvenes y seguir su evolución a través de varias fases.

El equipo investigador ahora ha lanzado su último conjunto de datos de escaneos galácticos obtenidos con el instrumento Multi-Unit Spectroscopic Explorer (MUSE), instalado en el VLT de ESO, en el desierto de Atacama (Chile). Utilizaron MUSE para rastrear las estrellas recién nacidas y el gas caliente que hay a su alrededor, un gas que es iluminado y calentado por las estrellas y que indica que está teniendo lugar un proceso de formación estelar.

Las nuevas imágenes de MUSE se han combinado con observaciones de las mismas galaxias obtenidas con ALMA y publicadas a principios de este año. ALMA, que también se encuentra en Chile, es una herramienta especialmente adecuada para mapear nubes de gas frío (las partes de las galaxias que proporcionan la materia prima a partir de la cual se forman las estrellas).

Mediante la combinación de imágenes de MUSE y ALMA, el equipo pueden examinar las regiones galácticas donde se está produciendo formación estelar, comparándolas con aquellas regiones en las que se espera que tenga lugar, con el fin de comprender mejor qué desencadena, impulsa o frena el nacimiento de nuevas estrellas. Las imágenes resultantes son impresionantes y ofrecen una visión espectacularmente colorida de los viveros estelares que hay en nuestras galaxias vecinas.

Los misterios que quieren desentrañar son: ¿Nacen más a menudo las estrellas en regiones específicas de sus galaxias anfitrionas? Y, si es así, ¿por qué? Y, una vez que nacen, ¿cómo influye su evolución en la formación de nuevas generaciones de estrellas?

Ahora, la comunidad astronómica podrá responder a estas preguntas gracias a la gran cantidad de datos de MUSE y ALMA que ha obtenido el equipo de PHANGS. MUSE recopila espectros de cada lugar dentro de su campo de visión, proporcionando así información mucho más rica que los instrumentos tradicionales.

Para el proyecto PHANGS, MUSE observó 30 000 nebulosas de gas caliente y recogió unos 15 millones de espectros de diferentes regiones galácticas. Las observaciones de ALMA, por otro lado, permitieron al equipo mapear alrededor de 100.000 regiones de gas frío en 90 galaxias cercanas, produciendo un atlas sin precedentes de viveros estelares del universo cercano.

Además de ALMA y MUSE, el proyecto PHANGS también incluye observaciones del telescopio espacial Hubble de la NASA/ESA. Los diversos observatorios fueron seleccionados para permitir al equipo escanear a nuestros vecinos galácticos en diferentes longitudes de onda (visible, infrarrojo cercano y radio), ya que cada rango de longitud de onda revela distintas partes de las galaxias observadas. Su combinación permite estudiar las diversas etapas del nacimiento estelar con más detalle de lo que es posible con observaciones individuales, partiendo de la formación de los viveros estelares hasta el inicio de la formación estelar en sí y llegando a la fase de la destrucción final de los viveros por parte de las estrellas recién nacidas.

El trabajo llevado a cabo por el proyecto PHANGS se perfeccionará aún más con los próximos telescopios e instrumentos, como el telescopio espacial James Webb de la NASA. Los datos obtenidos de esta manera sentarán las bases para las observaciones con el futuro Telescopio Extremadamente Grande (ELT) de ESO, que comenzará a funcionar a finales de esta década y permitirá obtener una imagen aún más detallada de las estructuras de los criaderos estelares.

Aunque la sorprendente resolución de los mapas de PHANGS sirve para identificar y separar las nubes individuales que forman estrellas, no permite ver en detalle lo que está sucediendo en su interior, según Eva Schinnerer, líder de un grupo de investigación en el Instituto Max Planck de Astronomía (Alemania) e investigadora principal del proyecto PHANGS, bajo el cual se llevaron a cabo las nuevas observaciones.

El equipo internacional de PHANGS está compuesto por más de 90 científicos/as (desde estudiantes de Máster hasta jubilados/as) que trabajan en 30 instituciones en cuatro continentes.

Fuente: Fotonoticia de ESO, eso2110es, 16 de Julio de 2021




Este artículo ha sido escrito por Juan Antonio Bernedo.