Actualidad astronómica: el kiosco del astrónomo
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.
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Noticias del trimestre
Durante noviembre y diciembre pasados, después de varios retrasos, se ha llevado a cabo el primer ensayo general de la misión ARTEMIS, incluyendo despegue, órbita lunar, retorno orbital y amerizaje de la cápsula ORION. Sin tripulación a bordo, todo parece haber salido bien, probando la validez de los últimos avances en astronáutica que incorpora este programa, que continuará en breve con el lanzamiento del cohete-nave reutilizable Starship.
Grandes avances también parecen dotar al METEOSAT de tercera generación, de unas capacidades superiores a sus versiones anteriores, y que serán muy necesarias teniendo en cuenta las nuevas necesidades de observación global precisas en estos tiempos de climas profundamente alterados.
Felicitamos a los dos aspirantes españoles seleccionados para ser astronautas en los próximos años: Pablo Álvarez va a formar parte del cuerpo titular de astronautas de la ESA, y la investigadora Sara García, del equipo de reserva. A partir de ahora iniciarán un exigente programa de entrenamiento para poder participar en las futuras misiones espaciales tripuladas.
Una noticia que ha pasado casi desapercibida, pero que nos parece interesante: La comunidad internacional ha decidido dejar de realizar ajustes ocasionales para sincronizar los relojes atómicos con el tiempo astronómico, una medida que reclamaban desde hace tiempo las empresas tecnológicas. El ajuste del Tiempo Universal Coordinado al Tiempo Astronómico mediante la adición de segundos «intercalares» se debía a los cambios pequeños e impredecibles que experimenta la velocidad de rotación de la Tierra. Sin embargo, causaba enormes problemas a las empresas tecnológicas, la imprevisibilidad de esos ajustes. Por ejemplo: el giro de la Tierra se iba decelerando, pero desde 2020, se acelera. Estos ajustes finalizarán a partir de 2035 y al menos durante 100 años.
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Por último mencionamos que el Centro Nacional de Ignición de EE.UU. anunció que su laboratorio NIF había conseguido por fin una reacción de fusión nuclear que liberó más energía que la necesaria para desencadenarla, aunque los expertos avisan de que la posibilidad de una energía de fusión aún queda muy lejos. Mediante un conjunto de 192 láseres que suministraron un total de 2,05 megajulios de energía se produjo una fusión en cadena de isótopos de hidrógeno para crear helio. La reacción generó 3,15 megajulios, un 54 por ciento más que la energía aportada para desencadenarla. Sin embargo, los 192 láseres consumieron 322 megajulios en el proceso. Así pues, el balance energético global es muy negativo. A pesar de ello, se considera una ignición, dado que solo se tiene en cuenta la relación entre la energía que recibe el blanco y la que libera la reacción.
Ese laboratorio estadounidense utiliza confinamiento inercial por láser. Otras iniciativas como ITER (entre China, Unión Europea, India, Japón, Corea, Rusia y Estados Unidos) pretende conseguir una fusión autosostenida, es decir, que la energía generada por la fusión realimente el proceso, con una técnica diferente de confinamiento magnético, en cámaras toroidales. Otros laboratorios utilizan también técnicas mixtas. En cualquier caso, la noticia es un gran avance.
El telescopio James Webb encuentra «excesivas» galaxias tempranas
Las imágenes y los espectros del telescopio espacial James Webb sugieren que las primeras galaxias del universo son demasiadas o demasiado brillantes en comparación con lo que esperaban los astrónomos.
Se está acumulando evidencia de que las primeras galaxias se formaron antes de lo esperado, como expusieron los astrónomos en la reunión 241 de la Sociedad Astronómica Estadounidense en Seattle, Washington.
A medida que el telescopio espacial James Webb observa franjas de cielo salpicadas de galaxias distantes, varios equipos han descubierto que las primeras aglomeraciones estelares son más maduras y numerosas de lo esperado. Los resultados pueden terminar cambiando lo que sabemos sobre cómo se formaron las primeras galaxias.
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Estudios previos, como los realizados con el Telescopio Espacial Hubble, habían sugerido que, a medida que miramos hacia un universo más joven, los discos giratorios estables de hoy dan paso a formas más caóticas, representativas de las fusiones violentas que construyeron las primeras galaxias. Por otra parte, esos estudios previos también tuvieron dificultades para clasificar las más distantes, que parecían poco más que manchas.
Ahí es donde entra el telescopio Webb, examinando galaxias existentes cuando el universo tenía entre 500 millones de años y 2 mil millones de años. Las longitudes de onda más largas que observa Webb le permiten ver más atrás en el tiempo. Sus imágenes también son más nítidas que las del Hubble y su sensibilidad es mayor. El grupo CEERS ha utilizado los nuevos datos (tanto imágenes como espectros) para encontrar 850 galaxias tempranas, medir la distancia a cada una y luego etiquetar su forma como «disco», «esferoide» o «irregular».
Esas clasificaciones no son excluyentes debido a su complejidad. Algunas galaxias, por ejemplo, tienen tanto un disco como una protuberancia central, como la Vía Láctea.
En el futuro, tales clasificaciones probablemente quedarán en manos de los ordenadores. Se está trabajando en redes neuronales convolucionales y otros métodos computacionales que finalmente tomarán el relevo. Pero mientras tanto, el trabajo sigue siendo muy humano: tres miembros del equipo CEERS examinaron cada una de las 850 galaxias para hacer las clasificaciones.
A pesar de su juventud, las galaxias tenían formas similares a las más cercanas a nosotros. El porcentaje de galaxias de disco era solo ligeramente menor en el universo primitivo, mientras que la fracción de aquellas con una protuberancia central y aquellas con una forma irregular se mantuvo aproximadamente constante durante el tiempo cosmológico.
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Dado que se cree que los discos se forman solo en entornos tranquilos, en los que las estrellas pueden asentarse en una banda giratoria en lugar de ser expulsadas, su prevalencia en un universo de solo un pequeño porcentaje de su edad actual. No sorprende ver galaxias de disco, pero sí tal cantidad. Es decir, realmente no estamos viendo las primeras etapas de formación de galaxias todavía.
Por otro lado, los discos de ayer son diferentes a los modernos. No son como la Vía Láctea de hoy, sino turbulentos, y desordenados.
También se informó sobre galaxias incluso anteriores en la historia cósmica. Usando imágenes de Webb en múltiples longitudes de onda, se encontraron 87 galaxias distantes detrás del cúmulo de galaxias SMACS 0723, con su luz aumentada y distorsionada por la gravedad del cúmulo . Las galaxias parecen datar de entre 200 millones y 400 millones de años después del Big Bang, lo que corresponde a un desplazamiento hacia el rojo de hasta 20, en la jerga de los astrónomos.
Estos candidatos esperan confirmación espectroscópica: sus desplazamientos al rojo son solo estimaciones por ahora. Pero hasta ahora, las dataciones espectroscópicas de otras galaxias han confirmado la gran mayoría de las distancias preliminares. Incluso si la mitad de ese conjunto resultan ser galaxias cercanas disfrazadas de distantes, el número sería inesperadamente grande.
Por ello debe revisarse nuestro modelo anterior de la formación de galaxias en el universo primitivo.
Las primeras galaxias se formaron en halos de materia oscura en constante crecimiento, con hidrógeno gaseoso ordinario cayendo bajo la atracción gravitacional de las partículas de materia oscura acumuladas. Ese flujo de materia, podría haber obstaculizado la retroalimentación estelar que ralentiza la formación de estrellas en las galaxias actuales. Sin embargo, aunque la formación furiosa de nuevas estrellas haría que las primeras galaxias parecieran brillantes, también generaría polvo, que a su vez oscurecería las galaxias.
Equilibrar todos estos diferentes factores será clave para comprender cómo se formaron las primeras galaxias, para lo que se necesitan más investigación.
Fuente: Sky&Telescope, 10 enero 2023
La evaporación de agua, fundamental para el surgimiento de la vida
Un experimento muestra que la evaporación en presencia de trimetafosfato habría permitido la aparición de grandes biomoléculas necesarias para la vida y que apenas se forman en un medio de agua abundante.
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El origen de la vida en la Tierra encierra una notable paradoja: el agua es indispensable para la existencia de vida, pero la mayoría de las biomoléculas se forman mal, o no se forma, en el medio acuoso. Sin embargo, tales moléculas debieron surgir de manera espontánea antes de que apareciera la primera célula.
Un estudio explica que los episodios regulares de desecación y la presencia de un mineral de origen volcánico permiten que los aminoácidos, los componentes básicos de las proteínas, se ensamblen en largas cadenas.
El proceso se rige por una reacción donde los componentes básicos se desprenden de agua para enlazarse y dar lugar a moléculas de mayor tamaño. No obstante, la reacción también puede ocurrir en sentido contrario: las grandes moléculas pueden unirse al agua y dividirse en compuestos más pequeños, un proceso que es más intenso cuanta más agua haya en el ambiente. Por tanto, el medio acuoso dificulta la generación de compuestos como las proteínas, los ácidos nucléicos (ARN y ADN) y los carbohidratos formados por más de un azúcar.
El nuevo mecanismo propuesto no es el primer intento de sortear ese escollo para la aparición de la vida mediante episodios regulares de desecación. Sin embargo, los autores proponen un proceso químico en dos etapas, donde la primera allana el terreno para la segunda y donde, aparte de la desecación, resulta clave la variación del pH.
En su experimento, partieron de una solución alcalina de aminoácidos (en concreto, glicina) y trimetafosfato que se calentó a 90ºC. Como resultado, se produjeron dímeros (unidades compuestas por dos moléculas) de glicina, así como protones que neutralizaron la solución.
A pH neutro, esos dímeros pueden combinarse para formar cadenas más largas (oligómeros), aunque eso ocurre en raras ocasiones. Sin embargo, se lograron obtener cantidades relativamente grandes de oligómeros formados por tres o cuatro moléculas de glicina cuando dejaron secar los recipientes de las muestras. La mayoría de esas cadenas se formaban poco antes de que la muestra se hubiera secado por completo. El fenómeno responde probablemente a dos razones: por un lado, las moléculas de partida se concentran en un espacio cada vez más reducido a medida que el agua se evapora y, por otro, el proceso funciona mejor cuanta menos agua contiene el medio.
El papel del trimetafosfato, el otro componente de la reacción, también respalda la hipótesis de que podríamos hallarnos ante un proceso que favoreció el origen de la vida, tal y como indican otros estudios anteriores. Se trata de una molécula compuesta por un anillo de tres grupos fosfato, que se genera de manera natural en los procesos volcánicos y desempeña una función esencial en la unión de los aminoácidos. De hecho, esos tres grupos fosfato intervienen, ya sea de manera directa o indirecta, siempre que las células forman enlaces químicos. En forma de nucleótidos trifosfato, como el ATP y el GTP, proporcionan la energía necesaria para un gran número de procesos vitales. Y lo hacen con tanta eficacia que las células actuales ya no necesitan secarse para ensamblar los componentes básicos de las biomoléculas en cadenas.
Fuente: Investigación y Ciencia, 9 de enero de 2023
Impacto de meteorito aporta datos del interior de Marte
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En la Nochebuena de 2021 el módulo de aterrizaje InSight de la NASA registró un temblor en el planeta rojo por el impacto de un meteorito. La información recogida durante ese y otro evento similar ha permitido analizar la estructura de la corteza marciana.
Ahora, a través de dos estudios publicados en la revista Science, se muestra que este suceso, y otro detectado el 18 de septiembre del mismo año, fueron causados por el impacto de meteoritos, y los autores utilizan las ondas superficiales producidas por las colisiones para desentrañar la estructura de la corteza marciana.
Conocer cómo es la corteza y el manto de un planeta proporcionan información importante sobre su origen y evolución. Las ondas sísmicas que se propagan a lo largo de la zona superior poco profunda de un planeta, denominadas «superficiales», se pueden utilizar para cartografiar esas características estructurales.
Sin embargo, hasta la fecha no se habían detectado este tipo de ondas en ningún otro planeta distinto de la Tierra. Aunque los temblores sísmicos y los impactos de meteoritos en Marte no son infrecuentes (recientemente se ha informado de otros ejemplos y sus sonidos), su detección y caracterización han sido todo un reto. Pero los dos eventos sísmicos registrados en la segunda mitad de 2021 fueron excepcionalmente grandes, de magnitudes superiores a 4.
En uno de los estudios, se han utilizado imágenes de la superficie marciana tomadas por el Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) para comprobar, a través de los cráteres que dejaron, que estos dos eventos fueron causados por impactos de meteoritos.
Estas colisiones, que dieron lugar a dos grandes cráteres de impacto de más de 130 metros de diámetro cada uno, enviaron ondas superficiales que reverberaron por todo el planeta. Hasta la fecha solo se habían podido detectar ondas sísmicas propagadas desde el interior, o hipocentro, en las profundidades del planeta.
El otro trabajo, utilizó estas ondas superficiales (las primeras detectadas en Marte) para comprender mejor la estructura interior del planeta bajo el módulo de aterrizaje InSight, descubriendo que la corteza es allí más densa de lo que se pensaba. Estas variaciones ayudan a poner límites en los modelos de composición, formación y grosor de la corteza marciana.
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Las diferentes ondas, clasificadas en ondas de superficie y ondas de cuerpo, viajan a través del mismo planeta por trayectorias diferentes y, aunque sus trayectorias fueran similares, también muestrean el mismo medio de propagación de forma diferente. Por lo tanto, el uso de diferentes tipos de ondas es esencial para definir mejor cualquier estructura.
Desde su aterrizaje en noviembre de 2018, InSight ha detectado 1318 terremotos marcianos incluyendo los causados por meteoritos mucho más pequeños. Sin embargo, esta es la primera vez que los investigadores obtienen mediciones sísmicas directas no solo por debajo del sensor sísmico.
Los autores han estimado que las velocidades sísmicas y la densidad de la corteza son aún mayores lejos del lugar de aterrizaje de la sonda InSight, y así han deducido que o bien la composición es diferente o la porosidad es menor en las zonas volcánicas atravesadas por las ondas superficiales que permitieron medirlas. Esto podría explicarse por los procesos de resurgimiento volcánico. Y, de hecho, una gran parte de la trayectoria de las ondas superficiales atraviesa zonas volcánicas.
Los técnicos de la misión calculan que InSight no tardará en finalizar sus operaciones en diciembre de 2022, debido a la acumulación de polvo en sus paneles solares; aunque los sonidos de los impactos de meteoritos y los datos sísmicos que ha obtenido seguirán aportando información sobre la estructura del planeta rojo.
Fuente: Nature, 13 diciembre 2022
Un estallido de rayos gamma de propiedades inesperadas
Otro estallido de rayos gamma de un nuevo tipo, creado en la fusión de una estrella de neutrones magnetizada con otro objeto compacto, y características imprevistas, sorprende a los astrónomos porque estos sucesos se asociaban hasta ahora solo a los estallidos generados en supernovas.
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Los estallidos de rayos gamma (GRB) constituyeron uno de los misterios astrofísicos más desconcertantes del reciente cambio de siglo. Se descubrieron desde el espacio, porque la atmósfera es opaca a los rayos X y gamma producidos a raudales en esos fenómenos violentos. Tras décadas de grandes avances, se conoce ya mucho sobre los procesos implicados, pero, como ocurre siempre en la ciencia de vanguardia, el universo todavía guarda sorpresas en la chistera.
El descubrimiento de esos estallidos llegó gracias a satélites artificiales diseñados para vigilar las explosiones nucleares en la superficie terrestre. Se trata de descargas de rayos gamma intensas y fugaces, que duran desde unas milésimas de segundo hasta unos mil segundos. Las duraciones pueden adoptar cualquier valor en ese intervalo, pero se acumulan en torno a dos: tres décimas de segundo, por un lado, y unos veinte segundos, por el otro. De ahí la distinción entre GRB breves y largos, con una frontera difusa entre ellos que se suele situar en el umbral de los dos segundos.
La ciencia de las fuentes explosivas de rayos gamma prosperó gracias a la astronomía multibanda, que consiste en analizar un mismo fenómeno en el intervalo más amplio posible de longitudes de onda. De este modo, y con un gran esfuerzo observacional y tecnológico, se logró identificar las primeras fuentes emisoras de luz visible e infrarroja correspondientes a estas explosiones de alta energía. Y la radioastronomía también ha aportado datos útiles. Con el tiempo surgió una visión aparentemente clara, que asignaba cada una de las dos poblaciones de GRB, la larga y la breve, a procesos astrofísicos muy diferentes, aunque con algo en común: todos son de naturaleza extragaláctica, es decir, que se producen fuera de nuestra galaxia y, con frecuencia, en galaxias muy lejanas.
Los GRB largos se atribuían a las explosiones más extremas de estrellas aisladas, supernovas tan superlativas que han merecido el nombre particular de hipernovas. En una hipernova, una estrella descomunal se colapsa y forma un agujero negro sobre el que se precipita el resto de la masa estelar.
Eso desencadena la producción de dos chorros opuestos de materia y radiación, responsables de la emisión de rayos gamma. Este modelo a veces recibe el nombre alternativo de «colápsar», que establece un paralelismo morfológico con nombres como cuásar, púlsar o blázar, aunque no guarde relación con ninguno de estos otros fenómenos extremos.
En cambio, los estallidos de rayos gamma breves se vinculaban con la coalescencia de objetos compactos binarios, siempre con (al menos) una estrella de neutrones implicada. Estos sucesos tienden a ser menos intensos que los largos y se suelen completar en fracciones de segundo. Los GRB por fusión de astros compactos van seguidos de una emisión de luz visible llamada kilonova, debida a la desintegración radiactiva de los elementos químicos pesados producidos en el proceso y que terminan expulsados al espacio interestelar.
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Sin embargo, durante los últimos años han aparecido indicios de que esa dicotomía es imperfecta, al detectarse casos sospechosos tanto de colápsares breves como de fusiones largas. La fuente explosiva de rayos gamma denominada GRB 211211A constituye el caso más extremo de estallido largo debido de manera inequívoca a un proceso de coalescencia, y no a una hipernova. El nombre de esta fuente indica que fue el primer estallido (de ahí la «A») de rayos gamma detectado el día 11 de diciembre de 2021. La emisión de alta energía se prolongó durante 51 segundos.
Ese suceso fue tan excepcional que ha sido analizado durante todo un año por equipos de investigación de todo el mundo y mediante todas las técnicas posibles. Ese trabajo acaba de culminar con la publicación de cuatro artículos simultáneos, tres en la revista Nature y otro en su boletín asociado Nature Astronomy, aunque la producción científica sobre este objeto cuenta ya con decenas de referencias a las que, sin duda, se añadirán más en el futuro cercano. El análisis de GRB 122111A demuestra que ya no se puede distinguir entre fusiones y colapsos tan solo a partir de la duración de los estallidos de rayos gamma. Ahora hay que considerar múltiples variables, como las características detalladas de la señal, la posible detección óptica de la kilonova posterior o las propiedades de la galaxia huésped.
Las fusiones de objetos compactos dan lugar a patrones complejos de emisión de rayos gamma. La curva de luz, es decir, la representación del brillo en función del tiempo, puede constar de hasta tres partes: pulso precursor, emisión principal y emisión extendida. Cada una de ellas presenta sus propios rasgos característicos, relacionados con distintas etapas del proceso de coalescencia. Además, la emisión de luz visible en la kilonova subsiguiente muestra también peculiaridades que solo pueden explicarse a través de la fusión de objetos compactos. GRB 211211A se produjo relativamente cerca, a «tan solo» 1.100 millones de años-luz de la Tierra, lo que le confirió un brillo aparente considerable. Y esto, unido a su duración excepcional, ha permitido observar de manera muy clara todos los rasgos distintivos de los GRB debidos a fusiones. Así pues, este suceso puede convertirse en el arquetipo de referencia para identificar otros similares acaecidos en el pasado o, sobre todo, que ocurran a partir de ahora.
Dos estudios publicados en mayo y julio de 2022 proponían un modelo de «barrera magnética» para explicar la duración inusualmente larga de esta fusión. Según esta hipótesis, tanto la fase de emisión principal como la extendida se prolongarían si la caída de material se viera frenada por un campo magnético lo bastante intenso. En el campo de la evolución estelar, se recurre constantemente al clásico equilibrio entre la tendencia al colapso causada por la gravedad y la fuerza hacia fuera ejercida por las reacciones nucleares. Pero aquí tenemos un ejemplo en el que el colapso puede verse retardado, o incluso detenido, por un campo magnético formidable.
Parece posible que la fusión involucrara una estrella de neutrones con un campo magnético anormalmente elevado, mientras que el otro objeto compacto podría haber sido una enana blanca. Este tipo de estrella de neutrones magnetizada recibe el nombre de magnétar, o magnetar. La señal precursora del GRB se atribuye a una fulguración catastrófica desencadenada por la rotura de la corteza del magnetar, que en este caso contaría con un campo magnético de cincuenta mil millones de teslas, unos mil billones de veces más intenso que el campo magnético terrestre. Esta rotura de la corteza precedería en 0,2 segundos al inicio de la coalescencia, lo que explica la separación entre la señal precursora y la emisión principal.
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En el análisis de este fenómeno han participado instrumentos espaciales como los satélites de altas energías Fermi, Swift y el chino Insight-(HXMT) (Telescopio de Modulación de Rayos X Duros), pero también el telescopio espacial Hubble en luz visible. Desde el suelo, se han realizado observaciones mediante radiotelescopios, y también con telescopios que trabajan en luz visible y en el infrarrojo. En los equipos de investigación han trabajado diversos científicos españoles (algunos de ellos desde instituciones de otros países), y España ha aportado recursos observacionales de los observatorios de La Palma y Calar Alto, que se suman al abanico enorme de instrumentos utilizados en ambos hemisferios del planeta.
En esta aventura solo ha faltado la componente multimensajero: varios grupos de investigación han lamentado que ningún observatorio de ondas gravitatorias estuviera activo cuando se produjo el estallido, por hallarse todos en parada por mantenimiento o mejoras. Hace años, la incorporación de datos de ondas gravitatorias fue crucial en el estudio de la fuente explosiva de rayos gamma GRB 170817A. Para GRB 211211A, tanto la detección de una señal gravitatoria como la ausencia de ella habrían aportado datos útiles para mejorar los modelos. Sin lugar a dudas, la radiación gravitatoria procedente de estallidos gamma por fusión constituirá un punto clave de este campo en el futuro inmediato.
A pesar de que los expertos llevan todo un año trabajando y publicando sobre este estallido de rayos gamma, el interés mediático cuando un medio tan destacado como Nature ha lanzado las campanas al vuelo. La emisión simultánea de multitud de notas de prensa que, a pesar de estar vinculadas a un único suceso astrofísico estudiado de forma coral, con frecuencia se centra casi exclusivamente en las aportaciones de centros, instituciones o personas concretas, hasta el punto de que, en ocasiones, no resulta evidente que se trata de la misma investigación.
GRB 211211A, el estallido de rayos gamma largo que desafió los modelos vigentes en 2022, ofrece un ejemplo casi perfecto de investigación astrofísica de vanguardia. Ilustra cómo avanza el conocimiento a partir de observaciones nuevas que requieren adaptar teorías y modelos, y se convertirá en un arquetipo muy citado como representante de una clase completa de fenómenos cósmicos. Al mismo tiempo, todo el quehacer humano que hay detrás de esta aventura científica y de comunicación muestra el modo en que la sociedad moderna produce ciencia de primera línea y la incorpora al gran río de la cultura de masas.
Fuente: Investigación y Ciencia, 27 de diciembre de 2022
Nueva teoría sobre el giro anómalo de Urano
Uno de los fenómenos más extraños de nuestro sistema solar es que el eje de Urano está casi en el plano del Sistema Solar. Eso es un rompecabezas, porque todos los demás planetas giran en posición vertical. Se está investigando qué pudo haber sucedido para que Urano fuera tan diferente, particularmente de su vecino Neptuno, que se formó aproximadamente al mismo tiempo y en circunstancias similares.
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El pensamiento convencional sostiene que poco después de que se formó el sistema solar, Urano fue golpeado de costado por una serie de colisiones con algunos de los numerosos planetesimales que arrasaron la región en ese momento. El problema con esta teoría es que Neptuno sobrevivió ileso a las mismas condiciones. Esto sugiere que algún otro proceso fue responsable del extraño comportamiento de Urano.
Ahora tenemos una respuesta potencial gracias a un trabajo del Observatorio de París en Francia, que dice que Urano podría haberse inclinado si hubiera tenido un gran satélite cuya órbita interactuara gravitacionalmente con la rotación del propio planeta de manera que lo volteara lentamente de lado.
Hace tiempo que los astrónomos se dieron cuenta de que la relación gravitatoria entre los planetas y sus satélites puede ser compleja y duradera. De hecho, los satélites pequeños pueden tener un impacto significativo en sus anfitriones más grandes por su repetido empujón gravitacional mientras orbitan.
Cuando los empujones ocurren a una frecuencia que resuena con una propiedad del planeta anfitrión, los efectos pueden magnificarse significativamente, particularmente cuando el satélite se aleja lentamente de su anfitrión.
Los astrónomos saben que la Luna se está alejando lentamente de la Tierra a un ritmo de aproximadamente 3,8 centímetros al año. Pero observaciones recientes han revelado que los satélites alrededor de Júpiter y Saturno también están migrando.
El equipo simuló el proceso con Urano para determinar las condiciones bajo las cuales esto podría haber ocurrido. Resulta que un satélite de solo una milésima parte de la masa de Urano podría haber inclinado el planeta a medida que se alejaba desde una distancia de aproximadamente 10 veces el radio de Urano. Para lograr la inclinación en menos de la edad del Sistema Solar, la tasa de deriva media del satélite debe ser comparable a la expansión orbital actual de la Luna.
Las simulaciones del estudio muestran que una vez que el planeta se inclina más allá de los 80 grados, su comportamiento y la órbita del satélite se vuelven caóticos e impredecibles hasta el punto en que el satélite puede colisionar con Urano. Sin embargo, cuando esto sucede, el comportamiento de Urano se estabiliza y su giro se bloquea en este ángulo inclinado muy inusual.
De manera reveladora, Urano hoy no tiene un gran satélite, a diferencia de Neptuno, que tiene a Tritón, Saturno, que tiene a Titán y Júpiter, que tiene a Ganímedes y otros. Esa es una teoría interesante porque un solo mecanismo puede inclinar a Urano y fosilizar su eje de giro en su estado final sin necesitar un impacto gigante u otros fenómenos externos.
Sin embargo, aunque las condiciones requeridas para la inclinación parecen realistas en términos generales, queda por determinar si Urano podría haber albergado un gran satélite primordial sujeto a una migración de marea sustancial. Una cosa que podría ayudar a arrojar más luz sobre este escenario es una mejor comprensión de la migración actual de los satélites de Urano, así como de sus otras propiedades.
Para Saturno y Júpiter, gran parte de este detalle tuvo que esperar la visita de varias naves espaciales en órbita, como Galileo, Juno y Cassini. Solo una nave espacial ha hecho el viaje solitario a Urano. La Voyager 2 pasó en enero de 1986 cuando salía del Sistema Solar. Y aunque varias agencias espaciales tienen planes para enviar un orbitador, aún no ha sido aprobada ninguna misión. Hasta que lo sean, los astrónomos tendrán que conformarse con las observaciones cada vez más detalladas desde la Tierra y del JWST.
Fuente: Astronomy, 17 octubre 2022 y arxiv.org/abs/2209.10590
La forma de las ondas gravitatorias podría revelar su origen
A partir de las ondas gravitacionales registradas, los futuros detectores podrán distinguir entre la fusión de dos agujeros negros y la de un agujero negro con una estrella de neutrones.
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En febrero de 2016, el equipo del experimento LIGO (Observatorio de Ondas Gravitacionales por Interferometría Láser), anunció la detección del evento de ondas gravitacionales GW150914, un hito que fue galardonado con un premio Nobel. Dos agujeros negros, de unas 30 masas solares cada uno, habían colisionado a 1.300 millones de años-luz de distancia, sacudiendo violentamente el tejido del espacio-tiempo durante unas fracciones de segundo. Esos temblores espacio-temporales llegan a la Tierra en forma de ondas gravitatorias y pueden detectarse con interferómetros láser de gran sensibilidad, como LIGO.
Desde entonces, se han identificado decenas de señales de ese tipo. Y, aunque en algunas de esas devastadoras colisiones participan estrellas de neutrones, la mayoría de las ondas gravitacionales detectadas proceden de la fusión de dos agujeros negros para generar uno de mayor tamaño. Hasta ahora, los eventos como GW170817, donde dos estrellas de neutrones chocaron y se convirtieron en otro objeto compacto (muy probablemente, un agujero negro), han sido una absoluta rareza.
A los investigadores les gustaría poder deducir qué objetos colisionaron, a partir de las propias ondas gravitacionales, sin necesidad de recurrir a las señales electromagnéticas que se producen al mismo tiempo y que, hasta ahora, han sido muy difíciles de detectar. Un equipo dirigido por Stephanie Brown, del Instituto Max Planck de Física Gravitatoria de Potsdam, explica en The Astrophysical Journal que los detectores actuales, como LIGO y Virgo, todavía no son capaces de distinguir, por la forma de una onda, si se fusionaron dos agujeros negros, dos estrellas de neutrones o un objeto de cada tipo. Eso solo podrá lograr con la siguiente (la tercera) generación de detectores.
Tanto las estrellas de neutrones como los agujeros negros de masa estelar son los remanentes de las explosiones que ocurren durante el colapso gravitatorio de estrellas masivas. Suelen tener entre dos y varias decenas de masas solares, y los agujeros negros son más masivos, aunque aún no se conoce con precisión la masa máxima de una estrella de neutrones ni la mínima de un agujero negro (si bien es probable que el límite se sitúe entre las dos y tres masas solares). En consecuencia, resulta difícil distinguir ambos tipos de fusiones.
El equipo de Brown ha examinado varios supuestos con la ayuda de simulaciones. En el caso de un choque entre una estrella de neutrones y un agujero negro, la intensa atracción gravitatoria de este último deforma la estrella de neutrones mucho antes de la fusión, y esas fuerzas de marea dejan un leve rastro en la señal de las ondas gravitacionales que no se observaría en las colisiones entre dos agujeros negros.
Según el análisis, el escenario más favorable sería la colisión de un agujero negro relativamente ligero, de unas cinco masas solares, con una estrella de neutrones estándar, de 1,4 masas solares. La proporción entre las masas de esos objetos generaría un efecto de marea bastante intenso, pero el «accidente» estelar no debería producirse a más de unos 130 millones de años-luz de la Tierra, porque, de lo contrario, la señal sería demasiado débil.
Brown y su equipo concluyen que, en principio, debería ser posible distinguir entre la fusión de dos agujeros negros y la de un agujero negro y una estrella de neutrones. Sin embargo, lo más probable es que las próximas actualizaciones de LIGO (LIGO A+ y LIGO Voyager) sigan sin poder hacerlo: solo lo lograrían los futuros detectores de tercera generación, como el Explorador Cósmico en EE.UU. o el Telescopio Einstein en Europa, que serán todavía más sensibles.
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Investigación y Ciencia, 29 de diciembre de 2022
La detección más lejana de un agujero negro engullendo a una estrella
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A principios de este año, el Very Large Telescope del Observatorio Europeo Austral (VLT de ESO) fue alertado después de que un telescopio de rastreo detectara una fuente inusual de luz visible. El VLT, junto con otros telescopios, fue rápidamente redirigido hacia la fuente: un agujero negro supermasivo de una galaxia distante que había devorado una estrella, expulsando las sobras en forma de chorro. El VLT determinó que era el ejemplo más lejano de tal evento jamás observado. Debido a que el chorro apunta casi hacia nosotros, también es la primera vez que se descubre en luz visible, proporcionando una nueva forma de detectar estos eventos extremos.
Las estrellas que se encuentran demasiado cerca de un agujero negro son destrozadas por las increíbles fuerzas de marea del agujero negro en lo que se conoce como un evento de disrupción de marea (TDE, Tidal Disruption Event). Aproximadamente el 1% de estos eventos hacen que los chorros de plasma y radiación sean expulsados por los polos del agujero negro giratorio. En 1971, el pionero de los agujeros negros, John Wheeler, introdujo el concepto de TDE con chorro como «un tubo de pasta de dientes que se aprieta con fuerza desde la zona media» haciendo que el sistema expulse materia por ambos extremos.
Solo se ha observado un puñado de estos TDE con chorro y siguen siendo eventos muy exóticos y poco conocidos. Por lo tanto, la comunidad astronómica busca constantemente estos eventos extremos para comprender cómo se crean realmente los chorros y por qué una fracción tan pequeña de TDE los produce.
Como parte de esta búsqueda, muchos telescopios, incluido el Zwicky Transient Facility (ZTF), en los Estados Unidos, estudian de manera continua el cielo en busca de signos de eventos de corta duración, a menudo extremos, que luego podrían ser estudiados con mayor profundidad de detalle por telescopios como el VLT de ESO, en Chile. Se desarrolló un sistema de canalización de datos, de código abierto, para almacenar y extraer información importante del sondeo de ZTF y para que, a su vez, alertara en tiempo real ante de presencia de eventos atípicos.
En febrero de este año, el ZTF detectó una nueva fuente de luz visible. El evento, llamado AT2022cmc, fue una reminiscencia de un estallido de rayos gamma, la fuente de luz más potente del Universo. La perspectiva de presenciar este raro fenómeno llevó al equipo a activar varios telescopios de todo el mundo para observar la misteriosa fuente con más detalle. Esto incluyó el VLT de ESO, que rápidamente observó este nuevo evento con el instrumento X-shooter. Los datos del VLT colocaron la fuente a una distancia sin precedentes para estos eventos: la luz producida por AT2022cmc comenzó su viaje cuando el universo tenía aproximadamente un tercio de su edad actual.
Un total de 21 telescopios de todo el mundo recopiló una amplia variedad de rangos de luz, desde rayos gamma de alta energía hasta ondas de radio. El equipo comparó estos datos con diferentes tipos de eventos conocidos, desde estrellas colapsadas hasta kilonovas. Pero el único escenario que coincidía con los datos era un raro TDE con chorro apuntando hacia nosotros. Eso explicaría que el evento sea mucho más brillante de lo que parecería de otra manera, y también lo hace visible en un espectro más amplio del espectro electromagnético.
Las medidas sobre la distancia tomadas por el VLT revelaron que AT2022cmc es el TDE más distante que se haya descubierto, pero este no es el único aspecto récord de este objeto. Hasta ahora, el pequeño número de TDE con chorro que se conocen se había detectado utilizando telescopios de rayos gamma y rayos X de alta energía, pero este fue el primer descubrimiento de un evento de este tipo durante un estudio óptico. Esto es una nueva forma de detectar TDEs con chorro, permitiendo un estudio más profundo de estos eventos raros y de los ambientes extremos que rodean a los agujeros negros.
Fuente: Comunicado científico de ESO: eso2216es, 30 de noviembre de 2022
El halo galáctico, más complejo e irregular de lo esperado
El halo galáctico, la nube de estrellas antiguas que envuelve el disco y el bulbo central de nuestra galaxia, tiene forma alargada y una estructura interna que revela una historia compleja.
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La exploración de nuestra galaxia en el siglo XXI nos está al descubrimiento de la complejidad de un sistema estelar atormentado por turbulentas fusiones y colisiones.
Los libros de texto describen la estructura de la galaxia en términos sencillos: consta de un disco, un bulbo central y un halo. El disco es plano, como una rueda formada por estrellas y material interestelar, y presenta brazos espirales que le confieren un aspecto parecido a una ensaimada. El bulbo central es una gran nube de estrellas «clavada» en el centro del disco, con la forma de una esfera muy achatada por los polos y que alberga en su núcleo el agujero negro supermasivo de Sagitario. El halo envuelve todo lo anterior y consiste en una estructura mucho menos densa y luminosa que contiene estrellas y cúmulos estelares globulares.
Esa visión simple y ordenada se ha ido complicando con el paso de las décadas. Primero apareció la materia oscura, un ingrediente inesperado que hoy se considera presente en las tres estructuras de la galaxia. La necesidad de la materia oscura se hizo evidente en los años 60 del siglo pasado, cuando Vera Rubin demostró que la materia visible no bastaba para explicar los movimientos observados en la componente estelar de las galaxias espirales. La astrofísica moderna lleva más de medio siglo persiguiendo esa misteriosa forma de materia, sin haber logrado aún ni detectarla ni deshacerse de ella.
A finales del siglo XX, se esperaba que la fracción visible de la galaxia presentara características suaves y ordenadas. Pero, con los grandes estudios sobre el movimiento de los objetos que pueblan el sistema, esa imagen ha experimentado un cambio radical. Las observaciones realizadas desde tierra y desde el espacio han revelado que el disco galáctico es un reino turbulento, repleto de corrientes estelares, grumos y deformidades. Dos satélites de la ESA (Hipparcos en el siglo XX y, ahora, Gaia) han puesto de manifiesto que nuestra galaxia es de tipo barrado, que el disco no es del todo plano, sino alabeado, y que las órbitas de las estrellas que contiene se rigen por una mezcla desconcertante de orden y caos.
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Aun así, todavía prevalecía el convencimiento de que el halo galáctico tenía un carácter regular, con forma simétrica (esférica o de esferoide achatado) y una distribución de estrellas ordenada y suave. Pero, en tiempos recientes ya venía mostrando síntomas de poseer una complejidad inesperada. Ahora, una investigación internacional que combina datos del satélite Gaia con los del sondeo H3 ha mostrado que el halo galáctico también es una región compleja y distorsionada.
El trabajo recién publicado aúna los esfuerzos de equipos procedentes de Canadá, Estados Unidos y Australia. Junto a la calidad del catálogo de la misión Gaia de la ESA, el artículo firmado por Jiwon Jesse Han y sus colaboradores recurre al sondeo H3, una de las grandes exploraciones del cielo emprendidas desde la superficie. Este proyecto utiliza el gran telescopio MMT, de 6,5 metros de diámetro, equipado con el instrumento Hectoschelle, un aparato capaz de obtener de manera simultánea los espectros de 250 objetos en el campo de visión del telescopio. El sondeo H3 aplica dicho instrumento a estrellas con una alta probabilidad de pertenecer al halo galáctico. De este modo, ha sido posible analizar la distancia, composición química y movimiento de más de 250.000 estrellas, y aún se siguen acumulando más datos.
Tras retirar de la muestra las estrellas pertenecientes al disco galáctico o a otras estructuras anejas, como la corriente estelar de Sagitario, el estudio ha encontrado que el halo galáctico posee una rica estructura interna. El análisis de casi seis mil estrellas representativas indica que esta componente galáctica, lejos de ser esférica, presenta la forma de un elipsoide de tres ejes, es decir, de un balón de rugby algo aplastado. Además, el eje longitudinal de esa estructura no está alineado con el plano del disco, sino que se eleva 25 grados sobre el mismo, y apunta en una dirección que se aparta otro tanto de la línea que une el centro galáctico con el Sol. Esa dirección tampoco guarda relación con la barra central.
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Las sorpresas no acaban ahí, porque los autores han comprobado que las estrellas que componen el halo se organizan en capas superpuestas con densidades y movimientos diferenciados, con cambios de comportamiento abruptos a distancias de 39.000 y 91.000 años-luz del centro galáctico. Recordemos que el Sol dista unos 28.000 años-luz del centro de la galaxia y que el radio del disco visible asciende a 40.000 años-luz.
Esa complejidad se interpreta como un reflejo del origen del sistema. Antes predominaba la idea de que todo el halo galáctico debió de formarse in situ, como parte del mismo proceso que condujo a conformar, en fases sucesivas, el bulbo y el disco de la galaxia. Sin embargo, el tiempo ha demostrado la enorme importancia de los procesos de acreción y fusión de galaxias, que han servido para integrar sistemas más pequeños en el nuestro, a lo largo del tiempo. Estos mecanismos de «canibalismo entre galaxias» han marcado la historia y la estructura del disco. Los autores del estudio defienden que la mayor parte del halo también se originó en episodios de coalescencia con galaxias menores y argumentan, incluso, que las discontinuidades estructurales reflejan los detalles de la órbita que siguió una galaxia enana mientras era devorada por la nuestra, hace unos diez mil millones de años.
La materia oscura solo puede estudiarse a través de sus efectos gravitatorios sobre la materia visible. Es posible que, en un futuro cercano, el análisis detallado del halo visible conduzca a resultados nuevos e inesperados sobre la distribución de materia oscura en esa región de nuestra galaxia.
Fuente: Investigación y Ciencia, 2 diciembre 2022
La luz fantasmal intracumular captada por el James Webb
Gracias a la alta capacidad infrarroja del telescopio espacial James Webb, se ha observado con una nitidez sin precedentes la luz difusa y muy débil de estrellas que no están unidas gravitacionalmente a ninguna galaxia dentro de grandes cúmulos. Los datos, procesados en el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), también ofrecen pistas sobre la materia oscura.
En los cúmulos de galaxias hay una fracción de estrellas que vagan en el espacio intergaláctico debido a que son arrancadas por enormes fuerzas de marea que se generan entre las distintas galaxias del cúmulo.
El brillo que proviene de estas estrellas recibe el nombre de luz intracumular (ICL) y es extremadamente débil. Representa solo un 1% o menos del brillo del cielo más oscuro que se puede observar desde la Tierra.
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Este es uno de los motivos por el que las imágenes tomadas desde el espacio son extremadamente útiles para su análisis. En concreto, las longitudes de onda infrarrojas permiten obtener información de zonas más lejanas del centro del cúmulo que la luz que nos llega en el visible.
Los autores del trabajo, Mireia Montes e Ignacio Trujillo, investigadores del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) han sido capaces de explorar la luz intracumular del cúmulo SMACS-J0723.3-7327 con un nivel de detalle sin precedentes.
Gracias a la eficiencia en esas longitudes de onda infrarrojas y a la nitidez de sus imágenes, el telescopio espacial James Webb (JWST, de la NASA, la ESA y la agencia espacial canadiense), proporciona ahora un retrato inédito de esa luz fantasmal de un cúmulo de galaxias.
Las imágenes obtenidas con el Webb del centro del cúmulo SMACS-J0723.3-7327 son dos veces más profundas que otras anteriores tomadas por el telescopio espacial Hubble.
Para poder analizar esta luz “fantasmal” extremadamente débil, además de necesitar las capacidades de observación del nuevo telescopio espacial, los autores han desarrollado técnicas mejoradas de análisis. En este trabajo destaca el procesado que se ha hecho para conseguir estudiar la luz intracumular, una estructura débil y extendida, y que es totalmente necesario para evitar sesgos en las mediciones.
Los resultados demuestran el potencial que tiene la luz intracumular para estudiar y comprender los procesos que intervienen en la formación de estructuras tan masivas como los cúmulos de galaxias. Analizando esta luz difusa se descubre que las partes internas del cúmulo están siendo formadas por una fusión de galaxias masivas, mientras que las partes externas son debidas a la acreción de galaxias similares a nuestra Vía Láctea.
Las estrellas que emiten la luz intracumular siguen en el campo gravitatorio del cúmulo, lo que convierte a este tipo de luz en un trazador excelente de la distribución de materia oscura.
Así, además de ofrecer nuevos datos sobre la formación de los cúmulos de galaxias, estas observaciones también proporcionan pistas sobre las propiedades de ese misterioso componente de nuestro universo, la materia oscura, que constituye aproximadamente un cuarto de la que hay en el cosmos.
Fuente: The Astrophysical Journal Letters, 1 de diciembre de 2022
NASA confirma que el impacto de DART desvió la órbita de Dimorphos
Por primera vez, la tecnología humana ha alterado la órbita de un cuerpo planetario: la NASA informó que la nave espacial DART cambió el período orbital de Dimorphos en 32 minutos cuando se estrelló contra la luna del asteroide hace dos semanas. La NASA habría declarado que la misión sería un éxito con solo un cambio de 73 segundos, por lo que este es un gran cumplido que supera con creces las expectativas del Programa de Defensa Planetaria de la NASA.
Publicamos a continuación dos imágenes confirmatorias del evento:
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La imagen muestra una larga cola de escombros similar a una cometa detrás del asteroide impactado. Esa cola está hecha de polvo fino lanzado al espacio por el impacto de DART. El polvo es tan fino que los granos de polvo individuales pueden ser impulsados lejos del asteroide por la presión de la luz solar.
Así es como se forman las colas de los cometas, también. La imagen del Hubble revela por primera vez que la cola de Dimorphos se está dividiendo en dos. Los investigadores aún no saben por qué. En otra sorpresa, la NASA anunció que el retroceso de la eyección del material de la superficie del asteroide contribuyó significativamente al cambio de órbita del asteroide. Anteriormente, los planificadores de misiones esperaban que la masa de DART por sí sola desempeñara un papel.
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Dimorphos tiene solo 170 metros de ancho, pero su cola se extiende 10.000 kilómetros en el espacio. Estas dimensiones significan que la cola puede ser vista por grandes telescopios aficionados en la Tierra, que pueden monitorizar posibles cambios, como la división continua de la cola y las interacciones con el viento solar. En aquel momento, Dimorphos se encontraba al sur del ecuador celeste, pero se movía hacia el norte y se puso dentro del alcance de los telescopios del hemisferio norte a finales octubre 2022.
Fuente: Comunicado de prensa de NASA, 11 octubre 2022
Un gran tsunami devastó Marte después del impacto de un asteroide
El cráter Pohl de Marte, de 110 km de ancho, fue tallado por un asteroide muy parecido al impactador gigante de Chicxulub que causó el fin de los dinosaurios.
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Hace unos 3.400 millones de años, cuando Marte era un mundo cálido y húmedo, un asteroide de varios kilómetros de ancho atravesó su atmósfera y se estrelló en un mar poco profundo, dejando un cráter expansivo en el fondo marino. El impacto envió una ola de agua de hasta 250 metros de altura que se extendió tierra adentro por cientos de kilómetros, dejando atrás una capa de escombros de cientos de metros de espesor.
Ese es el escenario descrito en un artículo publicado el 1 de diciembre en la revista Scientific Reports por un equipo de investigadores que creen haber identificado el cráter de impacto que dejó el asteroide. Su análisis apunta a Pohl, un cráter de 110 kilómetros de ancho que se encuentra en las llanuras de Chryse Planitia, como la fuente de este evento catastrófico, un análogo marciano al famoso impacto de Chicxulub en la península de Yucatán que marcó el comienzo del fin de los dinosaurios.
Además, es posible que ya hayamos explorado los restos de este megatsunami. El análisis del equipo indica que el módulo de aterrizaje Viking 1, que se convirtió en la primera nave espacial en aterrizar con éxito en el Planeta Rojo el 20 de julio de 1976, aterrizó justo encima del depósito de esa oleada de barro. Los nuevos hallazgos ayudan a explicar el paisaje que encontró Viking 1, y sugieren que tiene una historia del agua mucho más interesante de lo que los científicos pensaron inicialmente.
Cuando la NASA eligió el lugar de aterrizaje del Viking 1, esperaban un paisaje formado por un tipo diferente de inundación acuosa, una con accidentes geográficos esculpidos por el agua que fluye. Las imágenes de las primeras misiones a Marte mostraron que la región está marcada por canales masivos, que se cree que fueron tallados durante grandes inundaciones que surgieron de acuíferos subterráneos y se precipitaron cuesta abajo para llenar un vasto mar del norte. Viking 1 aterrizó cerca de un terreno que, desde la órbita, incluye características que claramente alguna vez fueron islas, aerodinámicas por el agua que fluía alrededor de ellas. La presencia de estos canales superficiales de agua, sugerirían la posibilidad del desarrollo de vida.
Pero cuando el Viking 1 aterrizó, no había ninguna de las características o canales aerodinámicos que hubieran indicado flujos rápidos de agua. En cambio, Viking estaba rodeado de terreno en su mayoría plano y cubierto de rocas. Los científicos se preguntaron si tal vez la nave había aterrizado sobre una manta de eyección arrojada desde un cráter de impacto, o tal vez en un campo de flujos de lava. Pero no había suficientes cráteres alrededor para apoyar la hipótesis de una eyección, que probablemente tendría que tener varios metros de espesor. Y desde el punto de vista limitado del módulo de aterrizaje, tampoco había evidencia clara de depósitos de lava.
En un estudio de 2016, los investigadores Rodríguez y sus colegas habían argumentado que las olas de los megatsunamis, tal vez causadas por impactos con solo unos pocos millones de años de diferencia, habían remodelado las costas de un antiguo océano marciano. Entre los impactos, el océano marciano había retrocedido a medida que los niveles del mar caían unos 300 metros. El megatsunami más joven, según el equipo, probablemente estaba relacionado con Lomonosov, un cráter de 150 km de ancho en las llanuras del norte de Marte. Pero el impacto que desencadenó el megatsunami más antiguo, el que había barrido el sitio Viking 1, seguía siendo cuestionado.
En su nuevo estudio, el equipo identificó un candidato adecuado: el cráter Pohl, ubicado aproximadamente a 900 km al noreste del sitio de aterrizaje Viking 1. La línea de tiempo también coincide. Pohl se encuentra en la cima de un terreno sinuoso que se formó por las salidas de grandes inundaciones (que a su vez formaron el océano del norte). Pero Pohl está cubierto por una ola de escombros del megatsunami más joven. Por lo tanto, se cree que debe haberse formado después de la generación del océano y antes de su desaparición.
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El equipo respaldó esto con modelos informáticos que simulan la física del impacto para estimar hasta dónde habría llegado la topografía del tsunami. Esta no tiene la misma altura en todas partes: cuando se ve obligado a entrar en los canales, las aguas furiosas de un tsunami pueden aumentar mucho más que en las regiones más planas. Pero sorprendentemente, los resultados de la simulación coincidían casi exactamente con la extensión del depósito que el equipo había identificado en los datos de satélite.
El estudio no sólo revela una historia dramática; también puede cambiar la interpretación de la misión de Viking 1. Debido a que no había signos de agua corriente en el entorno inmediato del módulo de aterrizaje, los investigadores asumieron que se habían perdido el muestreo de rocas que potencialmente habían estado en contacto con el agua, o cualquier vida que pudiera haber existido en esa agua. De hecho, Viking 1 llevó a cabo un experimento para detectar signos de vida en suelo marciano. El experimento detectó cierta reactividad, pero la mayoría de los científicos lo atribuyen a reacciones químicas en el suelo, no a actividad biológica.
Aún así, el hecho de que ese lugar pueda estar formado por sedimentos oceánicos dragados hacia tierra en un tsunami significa que la región, así como el propio Pohl, podrían ser un sitio principal para futuras búsquedas de vida marciana antigua.
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El cráter Pohl podría ser un sitio indicado para una futura misión a Marte, por contar con múltiples entornos antiguos que un rover o un astronauta podría explorar, todos los cuales pueden haber estado alguna vez en contacto con el agua de mar. Dentro de Pohl, hay posibles sedimentos marinos arrastrados por el megatsunami más joven; Encima de esa superficie parecen haber volcanes de lodo.
Fuente: Astronomy, 6 de diciembre de 2022
Puntos calientes en órbita alrededor de «SagitarioA*»
Utilizando el conjunto ALMA (Atacama Large Millimeter/ submillimeter Array), un equipo de astrónomos y astrónomas ha detectado signos de un «punto caliente» que orbita Sagitario A*, el agujero negro del centro de nuestra galaxia. El hallazgo nos ayuda a comprender mejor el enigmático y dinámico entorno de nuestro agujero negro supermasivo.
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Parece haber una burbuja caliente de gas que se desplaza alrededor de Sagitario A* en una órbita similar en tamaño a la del planeta Mercurio, pero haciendo un bucle completo en solo unos 70 minutos. Eso implica una impresionante velocidad de aproximadamente el 30% de la velocidad de la luz.
Las observaciones se realizaron con ALMA, un radiotelescopio ubicado en los Andes chilenos, copropiedad del Observatorio Europeo Austral (ESO), durante una campaña de la Colaboración del Event Horizon Telescope (EHT) para obtener imágenes de agujeros negros. En abril de 2017, el EHT conectó ocho radiotelescopios de todo el mundo, incluido ALMA, consiguiendo la primera imagen recientemente publicada de Sagitario A*. Para calibrar los datos de EHT, se utilizaron observaciones de ALMA registradas simultáneamente con las observaciones de EHT de Sagitario A*. Para sorpresa del equipo investigador, había más pistas sobre la naturaleza del agujero negro oculto en las mediciones de ALMA.
Casualmente, algunas de las observaciones se realizaron poco después de que se emitiera una ráfaga o llamarada de energía de rayos X desde el centro de nuestra galaxia, que fue detectada por el Telescopio Espacial Chandra de la NASA. Se cree que este tipo de llamaradas, observadas en otras ocasiones con telescopios de rayos X e infrarrojos, están asociadas con los llamados «puntos calientes», burbujas de gas caliente que orbitan muy rápido y muy cerca del agujero negro.
Lo que es realmente nuevo e interesante es que, hasta ahora, este tipo de llamaradas solo estaban claramente presentes en las observaciones de rayos X e infrarrojos de Sagitario A*. Aquí vemos por primera vez una indicación muy fuerte de que los puntos calientes en órbita también están presentes en las observaciones realizadas en el rango de las ondas de radio.
Quizá estos puntos calientes detectados en longitudes de onda infrarrojas sean una manifestación del mismo fenómeno físico: a medida que los puntos calientes emisores de infrarrojos se enfrían, se vuelven visibles en longitudes de onda más largas, como las observadas por ALMA y el EHT.
Durante mucho tiempo se pensó que las llamaradas se originaban a partir de interacciones magnéticas en el gas muy caliente que orbita muy cerca de Sagitario A*, y los nuevos hallazgos respaldan esta idea. Ahora se cuenta con fuerte evidencia de un origen magnético de estas llamaradas y las observaciones dan una pista sobre la geometría del proceso.
ALMA permite a la comunidad astronómica estudiar la emisión de radio polarizada de Sagitario A*, lo cual puede usarse para estudiar el campo magnético del agujero negro. Los investigadores utilizaron estas observaciones junto con modelos teóricos para saber más sobre la formación del punto caliente y el entorno en el que está incrustado, incluido el campo magnético que rodea a Sagitario A*. Con respecto a las observaciones anteriores, esta investigación proporciona acotaciones mejores a la forma de este campo magnético.
Las observaciones confirman algunos de los descubrimientos previos realizados por el instrumento GRAVITY, instalado en el Very Large Telescope (VLT) de ESO, que observa en el infrarrojo. Los datos de GRAVITY y ALMA sugieren que la llamarada se origina en un nódulo de gas que gira alrededor del agujero negro a aproximadamente el 30% de la velocidad de la luz en el sentido de las agujas del reloj en el cielo, con la órbita del punto caliente casi de frente.
El equipo continuará utilizando EHT, GRAVITY y ALMA para rastrear coordinadamente en multi-frecuencia puntos calientes y nódulos de gas en órbita, sondeando cada vez más cerca del agujero negro para tratar de entender lo que está sucediendo en Sagitario A*.
Fuente: Comunicado científico de ESO: eso2212es, 22 de septiembre de 2022
Los «Pilares de la Creación»vistos por el telescopio Webb
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El telescopio espacial James Webb de la NASA ha capturado un paisaje exuberante y muy detallado de la región de los Pilares de la Creación, donde se forman nuevas estrellas dentro de densas nubes de gas y polvo. Los pilares tridimensionales parecen majestuosas formaciones rocosas, pero se muestran mucho más permeables. Estas columnas están formadas por gas y polvo interestelar frío que se ven, a veces, semitransparentes en la luz del infrarrojo cercano.
La nueva vista obtenida por Webb de los Pilares de la Creación, que se hicieron famosos por primera vez cuando se tomaron imágenes con el telescopio espacial Hubble de la NASA en 1995, ayudará a los investigadores a renovar sus modelos de formación estelar al poder hacer recuentos mucho más precisos de estrellas recién formadas, junto con las cantidades de gas y polvo de la región.
Las estrellas recién formadas son las protagonistas en esta imagen de la cámara de infrarrojo cercano de Webb (NIRCam, por sus siglas en inglés). Estos son los orbes rojos brillantes que muestran espículas de difracción y se encuentran fuera de los pilares de polvo. Cuando se forman nódulos con suficiente masa dentro de los pilares de gas y polvo, estos comienzan a colapsar bajo su propia gravedad, se calientan lentamente y por último forman nuevas estrellas.
Las líneas onduladas que parecen lava en los bordes de algunos pilares son eyecciones de estrellas que todavía se están formando dentro del gas y el polvo. Se estima que estas estrellas jóvenes tienen solo unos pocos cientos de miles de años.
Las estrellas jóvenes lanzan periódicamente chorros supersónicos que chocan contra nubes de material, como estos gruesos pilares. Esto a veces también ocasiona ondas de choque, que pueden formar patrones ondulados como lo hace un barco cuando se desplaza por el agua. El resplandor carmesí proviene de las moléculas de hidrógeno energéticas que se producen con los chorros y las ondas de choque. Esto es evidente en el segundo y tercer pilar desde arriba: la imagen de NIRCam está prácticamente palpitando con su actividad.
Aunque pudiera parecer que la luz del infrarrojo cercano ha permitido a Webb «atravesar» las nubes para revelar grandes distancias cósmicas más allá de los pilares, no hay galaxias en esta vista. La razón es que una mezcla de polvo y gas translúcido, conocida como medio interestelar, en la parte más densa del disco de nuestra galaxia de la Vía Láctea, bloquea nuestra visión del universo más profundo.
Esta escena fue captada por primera vez por Hubble en 1995 y observada de nuevo en 2014, pero muchos otros observatorios también han inspeccionado detenidamente esta región. Cada instrumento avanzado ofrece a los investigadores nuevos detalles sobre esta región, que está literalmente desbordante de estrellas. Esta imagen, muy recortada, está ubicada dentro de la gran Nebulosa del Águila, que se encuentra a 6.500 años-luz de distancia.
Fuente: NASA/ Webb, 19 octubre 2022
14 años para medir el retardo de la luz de un cuásar
La luz de una fuente lejana sometida al efecto de lente gravitatoria nos llega por varios caminos que no son igual de largos, pero nunca se había observado una diferencia tan grande (de casi siete años) en los tiempos de llegada de sus diferentes imágenes.
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La ciencia de las lentes gravitatorias ha avanzado mucho desde que se detectó la primera de ellas en el año 1979. La complejidad de las observaciones y de sus resultados no solo confirma una y otra vez la Teoría de la Relatividad General, sino que abre la puerta a estudios sorprendentes en multitud de campos de la astrofísica.
Un equipo internacional, con una participación española muy destacada, ha publicado dos artículos basados en la observación de lentes gravitatorias en el ámbito cosmológico que ilustran el vigor de este campo de trabajo. Los investigadores han logrado medir la mayor diferencia observada hasta la fecha entre los tiempos de llegada de la luz procedente de distintas imágenes de un cuásar, que aparecen debido al efecto de una lente gravitatoria.
Aunque el hecho de que la luz debía desviarse por la acción de la gravedad parecía razonable incluso en la mecánica newtoniana, las predicciones sobre la magnitud de este efecto diferían entre el marco clásico y el establecido por la teoría de la relatividad general. El experimento de Eddington, que forma ya parte de la historia de la ciencia, sirvió para zanjar el debate. Observando durante un eclipse solar total, el equipo de Eddington demostró que Einstein estaba en lo cierto: las estrellas cambian de posición aparente porque su luz se desvía en la cercanía del campo gravitatorio del Sol.
En las lentes gravitatorias, ese fenómeno alcanza cotas extremas: una masa lo bastante grande (llamada lente), desvía la luz procedente de los objetos de fondo hasta el punto de provocar fenómenos parecidos a los que se observan con las lentes ópticas usuales: deformaciones en las imágenes, amplificación del brillo aparente, cambios de posición o, incluso, aparición de múltiples imágenes de un mismo cuerpo.
Análogamente, en muchos contextos cosmológicos, en los que un cúmulo de galaxias actúa como lente, la forma, masa, distancia y otras propiedades de la lente, así como la ubicación y naturaleza de los objetos de fondo, pueden dar lugar a efectos caprichosos como imágenes múltiples, triángulos, cruces, arcos o anillos de luz.
El cúmulo de galaxias SDSS J1004+4112 es una de las lentes gravitatorias más estudiadas. Se trata de un cúmulo masivo situado a unos 2.500 megapársecs de la Tierra (lo que equivale a unos 8.000 millones de año-luz, o a un corrimiento al rojo de z = 0,68) y que multiplica, amplifica y deforma las imágenes de los objetos más distantes. Entre esos cuerpos de fondo, hay un cuásar del que se forman nada menos que cinco imágenes puntuales distintas. Ese cuásar corresponde al núcleo activo de una galaxia ubicada al doble de distancia que el cúmulo lente, a unos 4.800 megapársecs (15.600 millones de años-luz, con z = 1,73).
La luz procedente de cada imagen del cuásar sigue una trayectoria distinta por el espacio hasta llegar a nosotros. Esos caminos tienen una longitud diferente, por lo que la radiación los recorre en tiempos distintos. Es decir, cada una de las cinco imágenes llega en un tiempo diferente. Como los cuásares son fuentes variables, el análisis de la «curva de luz» (la gráfica de la intensidad de la luz en función del tiempo) de cada imagen permite deducir la diferencia de tiempos entre ellas.
Las cinco imágenes del cuásar se reparten por una región del cielo que mide más de diez segundos de arco, y eso permite medir su brillo por separado con bastante comodidad, salvo en el caso de la réplica más débil. Esta, designada mediante la letra E, además se superpone con el núcleo de la galaxia más brillante del cúmulo lente, por lo que hasta ahora siempre ha quedado fuera de las campañas de medidas fotométricas.
Este trabajo ha analizado datos fotométricos de ese sistema, acumulados en más de mil noches a lo largo de unos quince años. Como vemos en la figura, las cuatro imágenes del cuásar que se han estudiado presentan curvas de luz muy similares, pero desplazadas en el tiempo unas respecto de las otras. Se toma como referencia la imagen C, porque es de la que antes nos llega la luz. El retardo de las imágenes A y B ya era conocido, aunque ahora se ha precisado aún más, y asciende a 826 y 782 días, respectivamente. Además, se ha determinado que el retardo para la fuente D es de nada menos que 2457 días (6,7 años), el mayor jamás medido en un sistema de este tipo.
Un segundo artículo aprovecha ese resultado para pulir el modelo del cúmulo lente. A tal fin, se tiene en cuenta toda la información disponible: posiciones y brillos de las imágenes tanto del cuásar como de otras galaxias de fondo; posiciones, brillos y formas de las galaxias del cúmulo lente (sobre todo de su galaxia más brillante); retardos entre las curvas de luz del cuásar; desplazamientos al rojo de todas las fuentes, etcétera. El grado de detalle es tal que se llega a modelar la masa, la forma y el perfil de masas de cada galaxia individual del cúmulo lente. También se introducen parámetros para evaluar la cantidad de materia oscura del cúmulo, así como algunos rasgos de su distribución espacial.
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Aunque el modelo resultante reproduce todos los datos de partida, los autores reconocen que este tipo de problemas son altamente degenerados, lo que quiere decir que hay muchas posibles soluciones que conducen a resultados similares. Como indican en su artículo, la capacidad de los modelos para predecir los retrasos no medidos ha sido muy pobre. Aun así, el equipo se atreve a formular una predicción para el único retardo pendiente de determinar, el de la quinta imagen, la más débil (E) y difícil de medir, el cual estiman en 2854 días (7,8 años). El tiempo dirá si resulta posible contrastar este resultado.
La escasez de sistemas similares y las dificultades intrínsecas a los modelos hacen que, a día de hoy, los estudios de este tipo no hayan sido capaces de cumplir una de las mayores expectativas que habían generado: la de ofrecer estimaciones independientes del valor de la constante de Hubble (H0).
Este parámetro, que caracteriza el ritmo actual al que se expande el universo, se ha visto envuelto desde hace décadas en un problema conocido como la tensión de H0: existen dos conjuntos de determinaciones muy precisas de esta constante (uno de ellos basado en observaciones del universo temprano, y el otro, del universo local), pero que son incompatibles entre sí, sin que nadie tenga claro el motivo.
Sin embargo, el análisis astrométrico y fotométrico de imágenes múltiples de cuásares sí es muy útil en otros aspectos de la cosmología moderna, como el análisis de la materia oscura o de la estructura y evolución de los cúmulos de galaxias, por no hablar de la ciencia sobre los propios núcleos activos de galaxias: no olvidemos que las lentes gravitatorias ponen al alcance de los telescopios cuásares muy lejanos, y por tanto primitivos, que no sería posible estudiar de no ser por estos juegos de luz einstenianos.
Los futuros avances observacionales, desde la superficie y desde el espacio, ampliarán el número de sistemas similares estudiados, a la vez que permitirán profundizar en los ya conocidos. Entretanto, los dos nuevos artículos constituyen un ejemplo excelente de la ciencia de vanguardia que solo se puede lograr, por ahora, a través de grandes cantidades de tiempo de observación en telescopios relativamente pequeños (en este caso, de 1,2 metros de abertura). Se trata de una pieza magistral de investigación dentro de la denominada «astronomía en el dominio temporal», es decir, la que acumula grandes cantidades de luz, no de golpe, mediante un gran colector, sino con instrumentos más pequeños, pero a lo largo de intervalos de tiempo muy prolongados.
Fuente: Investigación y Ciencia, 30 de septiembre de 2022
Los microbios podrían sobrevivir en Marte 280 millones de años
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No es el frío glacial o la falta de agua lo que limita fundamentalmente la vida en Marte; Es la radiación. Si bien muchas bacterias no tienen problemas para revivir después de soportar siglos o incluso milenios como momias microbianas liofilizadas, el daño por radiación se acumula con el tiempo.
Sin embargo, nuevos resultados publicados el 31 de octubre en la revista Astrobiology muestran que cuando se liofilizan en condiciones similares a las de Marte, los microbios más resistentes, una especie de bacteria llamada Deinococcus radiodurans, pueden soportar tanta radiación que podrían sobrevivir en estasis hasta 280 millones de años en las capas sub-superficiales del Planeta Rojo.
Este hallazgo tiene implicaciones importantes para futuras misiones de retorno de muestras. Según los autores del estudio, sus resultados sugieren que si la vida marciana alguna vez existió, podría persistir hasta el día de hoy. Los investigadores también señalan que la contaminación por microbios de la Tierra llevados accidentalmente a Marte a bordo de naves espaciales también podría permanecer en el Planeta Rojo durante mucho tiempo.
Los autores del estudio piensan que si la vida alguna vez existió allí, es posible que todavía esté; Si la vida evolucionó en Marte, de alguna manera sobreviviría.
Marte no es un lugar amigable. El Planeta Rojo es un desierto seco y helado sin apenas atmósfera. Y ha sido así durante miles de millones de años. Pero aunque salir sin protección a la superficie marciana no terminaría bien para una persona, no sería particularmente preocupante para muchos microbios.
Esto se debe a que, a pesar de que todos los organismos necesitan agua para crecer y multiplicarse, muchos microbios no tienen problemas para esperar períodos secos en un estado latente. Algunos pueden durar siglos, milenios o incluso millones de años si es necesario. De hecho, la liofilización puede ayudar a los microbios latentes a sobrevivir más tiempo de lo habitual.
Las temperaturas de congelación tampoco son una gran amenaza: El daño generalmente viene porque al congelarse el agua, se forman cristales de hielo que rompen las células, pero en un ambiente extremadamente seco como en Marte no sería un problema. La radiación, es diferente: para las células, es un reloj imparable.
Esto se debe a que la radiación destruye el ADN. Y después de suficiente exposición a la radiación, una célula muere. Incluso los D. radiodurans ultra resistentes no pueden sobrevivir a la radiación infinita. Además, debido a que las células latentes no pueden repararse activamente a sí mismas, la exposición a la radiación pone un límite estricto a su tiempo de supervivencia. Incluso para los organismos enterrados lo suficientemente profundo debajo de la superficie marciana, donde escaparían de la dura radiación en la superficie del planeta, una dosis baja de radiación gamma de fondo ineludible degradaría lenta pero inevitablemente su ADN.
En algún momento, el daño es tal que incluso cuando vuelven a la vida, puede haber tanto daño que es irreparable.
Los investigadores querían saber cuánta radiación puede manejar D. radiodurans en condiciones similares a las de Marte desde hace un tiempo.
Estas bacterias obstinadas (especialmente cuando se liofilizan) pueden absorber tanta radiación que la mayoría de los laboratorios simplemente no pueden producir suficientes rayos mortales durante un período de tiempo lo suficientemente largo como para matarlos. Las instalaciones de radiación más potentes del mundo tuvieron grandes problemas para matarlas.
Para el nuevo estudio, el equipo de investigación utilizó las instalaciones de USU (Universidad de Servicios Uniformados de las Ciencias de la Salud de EE.UU.) y la Universidad de Cornell para irradiar microbios mantenidos en condiciones similares a las de Marte hasta que murieron. D. radiodurans, que era el más resistente a la radiación, solo murió después de recibir 140.000 grays de radiación (1 gray=100rad). Eso es suficiente para matar a un humano más de 25.000 veces, (una persona moriría con 5 grays) y aproximadamente tanta radiación como la que un microbio estaría expuesto si permaneciera en el subsuelo marciano durante 280 millones de años.
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Si se confirman los resultados del nuevo estudio, el tiempo de supervivencia potencial extremadamente largo de D. radiodurans sugiere que la vida basada en el ADN en Marte, si alguna vez evolucionó allí, todavía podría existir en el Planeta Rojo hoy.
Y aunque Marte ha sido un desierto congelado durante al menos 2 mil millones de años, los impactos de meteoritos pueden perturbar y perturban el hielo subterráneo, lo que podría crear oasis locales de corta duración donde las células latentes podrían revivir. Los impactos importantes no ocurren todos los días. Pero 280 millones de años, más de cuatro veces la cantidad de tiempo que ha pasado desde que los dinosaurios se extinguieron, le da a los microbios una larga ventana de oportunidad.
Esto significa que no podemos suponer que las muestras devueltas de Marte serán estériles. Así, existe el problema de la contaminación hacia atrás: la posibilidad de que si la vida alguna vez evolucionó en Marte, y si todavía está allí, como ciertamente, creen los autores del estudio, existe el riesgo de transportar microbios marcianos de regreso a la Tierra.
También está el problema de la contaminación hacia adelante. Vivimos con muchos organismos extremadamente resistentes a la radiación ionizante en la Tierra, muchos de los cuales también forman parte del microbioma humano. Los nuevos resultados muestran que si contaminamos el subsuelo marciano con microbios de la Tierra, esa contaminación probablemente se mantendrá y potencialmente complicará las misiones de búsqueda de vida durante mucho tiempo.
Hasta ahora, nuestros rovers literalmente solo han arañado la superficie de Marte, por lo que es bastante improbable que hayamos causado una contaminación duradera todavía. Pero el rover ExoMars planeado por la Agencia Espacial Europea podrá perforar hasta unos 2 metros de profundidad.
Aún así, aunque los resultados subrayan la necesidad de pensar cuidadosamente sobre la protección planetaria, no hay necesidad de preocuparse por arruinar el Planeta Rojo todavía: cualquier contaminación que ocurra probablemente permanecerá local. Pero aún así, nunca está de más planificar con anticipación, según los autores.
Fuente: Astronomy, 29 de noviembre de 2022
Los anillos de Neptuno, a vista del James Webb
El telescopio espacial James Webb de la NASA ha tomado su primera imagen de Neptuno. Webb no solo ha captado la vista más clara de los anillos de este lejano planeta en más de 30 años, sino que además, sus cámaras revelan al gigante de hielo desde una perspectiva completamente nueva.
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Lo más llamativo en la nueva imagen de Webb es la nitidez de los anillos del planeta, algunos de los cuales no habían sido detectados desde que Voyager 2 de la NASA se convirtiera en la primera nave espacial en observar Neptuno durante su sobrevuelo en 1989. Además de varios anillos brillantes y finos, la imagen de Webb muestra claramente las bandas de polvo más tenues de Neptuno.
Tritón, el punto más brillante en la imagen, cubierto de un brillo helado de nitrógeno condensado, refleja un promedio del 70% de la luz solar que le llega. Tritón tiene una órbita órbita retrógrada inusual, alrededor de Neptuno, lo que lleva a los astrónomos a especular que esta luna era originalmente un objeto del cinturón de Kuiper que fue capturado gravitacionalmente por Neptuno. Para el próximo año, se tienen programados estudios adicionales con Webb tanto de Tritón como de Neptuno.
Neptuno ha fascinado a los investigadores desde su descubrimiento en 1846. Situado a unas 30 U.A. del Sol, Neptuno orbita en la remota y oscura región del sistema solar exterior. A esa distancia extrema, el Sol es tan pequeño y débil que el mediodía en Neptuno es similar a un crepúsculo poco iluminado en la Tierra.
Este planeta se caracteriza como un gigante de hielo debido a la composición química de su interior. En comparación con los gigantes gaseosos Júpiter y Saturno, Neptuno es mucho más rico en elementos más pesados que el hidrógeno y el helio. Esto es fácilmente evidente en la apariencia azul característica de Neptuno de las imágenes del telescopio espacial Hubble en las longitudes de onda visibles, causadas por pequeñas cantidades de metano gaseoso.
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Más sutilmente, una delgada línea de brillo que rodea el ecuador del planeta podría ser una señal visual de la circulación atmosférica global que alimenta los vientos y tormentas de Neptuno. La atmósfera desciende y se calienta en el ecuador, y por lo tanto brilla más en longitudes de onda del infrarrojo que los gases circundantes más fríos.
La órbita de 164 años de Neptuno significa que su polo norte, en la parte superior de esta imagen, está fuera de la vista de los astrónomos, pero las imágenes de Webb sugieren un brillo intrigante en esa área. Un vórtice previamente conocido en el polo sur es evidente en la imagen de Webb, pero por primera vez este telescopio ha revelado una banda continua de nubes de alta latitud que lo rodean.
El telescopio espacial James Webb es un programa internacional dirigido por la NASA con sus socios: la Agencia Espacial Europea (ESA) y la Agencia Espacial Canadiense (CSA).
Fuente: NASA-Ciencia, 21 septiembre 2022
QUBIC:telescopio en busca de la polarización en modo «B» del fondo de microondas
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Al norte de Argentina, a casi 5.000 metros de altura, nuevas «ventanas» se abren para descifrar los misterios del universo. La última es un observatorio cosmológico internacional, que ya rastrea las huellas del Fondo Cósmico de Microondas (CMB), la radiación remanente del origen del Universo, que quedó al desacoplarse de los fotones de la materia, en el universo temprano, 380.000 años después del Big Bang. Su detección en 1964 y la de sus muy pequeñas fluctuaciones de temperatura en 1992, gracias al satélite COBE, ambos descubrimientos celebrados por premios Nobel, se encuentran entre los principales avances científicos del siglo XX. Las misiones WMAP (2001-2010) y Planck (2009-2013) mejoraron la resolución angular y alcanzaron una mayor sensibilidad en las mediciones.
Inicialmente, esta colaboración científica, nacida en 2008 e impulsada por investigadores de Francia, Italia, Reino Unido, Estados Unidos e Irlanda, tenía planeada la instalación del observatorio en la Antártida, cerca de la base franco-italiana Concordia, pero las dificultades logísticas y de acceso recomendaron instalarlo en la zona andina de Salta, Argentina.
La muy débil señal polarizada de la CMB requiere experimentos aún más complejos y sensibles que los desarrollados hasta el momento para poder detectarla. Para enfrentar este desafío, la Colaboración en el Proyecto QUBIC ha desarrollado un instrumento completamente novedoso.
Está encerrado en una carcasa cilíndrica o criostato de 1,8m de alto y 1,6m de diámetro, que lo protege y mantiene a -269°C. Está abierto al cielo por una ventana de 45cm de diámetro de polietileno rígido de alta densidad, transparente a la radiación de microondas que el experimento procura medir en dos frecuencias: 150 y 220GHz, y registra dicha radiación con una novedosa técnica, híbrida entre dos técnicas utilizadas en estudios de CMB (llamadas respectivamente interferometría y bolometría) mediante un conjunto de 1024 fotodetectores, cuyas señales permiten analizar las características de la radiación en estudio.
Para detectar la señal, el criostato estará refrigerado globalmente a 4K (equivalente a -269,15°C, solo 4°C sobre el cero absoluto), pero los sensores bolométricos deben trabajar a temperaturas 10 veces menores (~0,3K). Esto implica el diseño de un complejo sistema de refrigeración, especialmente diseñado para QUBIC.
En la Radiación Cósmica de Microondas (CMB) quedaron impresos patrones infinitesimales que muestran ciertas irregularidades iniciales, las “arrugas” del universo infantil, las “semillas” a partir de las cuales la materia fue agrupándose hasta llegar a los grandes cúmulos de galaxias que hoy vemos a nuestro alrededor.
El instrumento QUBIC tratará de medir la llamada polarización en modo «B» del fondo cósmico de microondas (CMB), uno de los principales retos de la cosmología observacional
Otros participantes en esta competición son la colaboración South Pole Telescope en la Antártida; el experimento POLARBEAR y el Telescopio de Cosmología de Atacama, ambos en Chile. A fines de noviembre se sumaron como contrincantes los 80 investigadores de 15 institutos de Francia, Irlanda, Italia, Reino Unido, Estados Unidos y Argentina que conforman el proyecto QUBIC.
Y pronto también lo harán los equipos del Observatorio Simons, que se está construyendo actualmente en el Cerro Toco, desierto de Atacama (Chile); los de un experimento colaborativo llamado CMB-S4 (también en Atacama y el Polo Sur) y los del observatorio espacial japonés LiteBIRD, planificado para 2028.
“Quienes encuentren estas huellas seguramente ganarán el Premio Nobel”, admite el astrofísico argentino Alberto Etchegoyen, director de ITeDA e investigador superior de la Comisión Nacional de Energía Atómica de Argentina.
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El 16 de octubre de 2022, tras un viaje de dos días a 5 km por hora para evitar cualquier daño, el sensible dispositivo de casi cuatro millones de euros, que será manejado de manera remota, llegó a su destino final.
En la construcción, se buscó tener el menor impacto ambiental posible así como respetar las creencias de los pueblos originarios. Las comunidades locales han tenido malas experiencias con las empresas mineras. Los proyectos científicos son novedosos para ellos. Los científicos de esta colaboración internacional no quieren que suceda lo ocurrido en Hawái, donde manifestantes buscaron detener la construcción de un nuevo observatorio en la cima de Mauna Kea, una montaña considerada sagrada para los nativos hawaianos.
En el centro de los Andes, el complejo QUBIC y las bases del futuro radiotelescopio LLAMA se encuentran a 180 km del llano de Chajnantor en Chile, hogar de ALMA y demás observatorios. Una vez en pie, este nuevo polo astronómico impulsará esta zona del planeta como uno de los rincones privilegiados para descifrar los misterios del universo. Ambos son proyectos muy importantes para la ciencia argentina y sudamericana
Fuente: Noticia de Universidad de San Martín de Buenos Aires, 24 diciembre 2022
Los restos de una estrella gigante
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Esta tenue estructura de nubes rosadas y naranjas es todo lo que queda de una estrella masiva que terminó su vida con una potente explosión hace unos 11.000 años. Cuando las estrellas más masivas llegan al final de su vida, a menudo se despiden con una explosión, un estallido llamado supernova. Estas explosiones generan ondas de choque que se mueven a través del gas circundante, comprimiéndolo y creando intrincadas estructuras en forma de filamentos. La energía liberada calienta las burbujas formadas por gas, haciéndolas brillar intensamente, como se ve en esta imagen.
La imagen completa, de 554 millones de píxeles, presenta una vista extremadamente detallada del resto de supernova Vela, llamado así por estar en la constelación austral Vela. En esta imagen cabrían nueve lunas llenas, y la nube completa es aún más grande. A solo 800 años-luz de distancia de la Tierra, este impresionante resto de supernova es uno de los más cercanos que conocemos.
Cuando explotó, las capas más externas de la estrella progenitora fueron expulsadas hacia el gas circundante, produciendo los espectaculares filamentos que podemos observar en la imagen. Lo que queda de la estrella es una bola ultradensa en la que los protones y los electrones se unen formando neutrones: en definitiva, una estrella de neutrones. La estrella de neutrones en el remanente de Vela (ubicada ligeramente fuera de esta imagen, en la parte superior izquierda), resulta ser un púlsar que gira sobre su propio eje a una velocidad increíble de más de 10 veces por segundo.
Esta imagen es un mosaico de observaciones tomadas con la cámara de amplio campo OmegaCAM, instalada en el VLT Survey Telescope (VST), que se encuentra en el Observatorio Paranal de ESO, en Chile. La cámara, de 268 millones de píxeles, puede tomar imágenes a través de varios filtros que dejan pasar la luz de diferentes colores. En esta imagen del remanente de Vela, se utilizaron cuatro filtros diferentes, combinados aquí por una mezcla de magenta, azul, verde y rojo.
El VST es propiedad del Instituto Nacional de Astrofísica de Italia (INAF) y, con un espejo de 2,6 metros, es uno de los telescopios más grandes dedicados a estudiar el cielo nocturno en luz visible. Esta imagen es un ejemplo de este tipo de estudios: el sondeo VPHAS+ (VST Photometric Hα Survey of the Southern Galactic Plane and Bulge, sondeo fotométrico en Hα con el VST del bulbo y plano galáctico austral). Durante más de siete años, este estudio ha mapeado una parte considerable de nuestra galaxia, permitiendo a la comunidad astronómica comprender mejor cómo se forman, evolucionan y, finalmente, mueren las estrellas.
Fuente: Foto-noticia de ESO: eso2214es, 31 de octubre de 2022
Construido el mayor telescopio solar del mundo
El gran conjunto de antenas, ubicado en China, estará destinado al estudio de las erupciones solares y permitirá predecir mejor la meteorología espacial.
El pasado 13 de noviembre concluyó la construcción del Radiotelescopio Solar de Daocheng (DSRT), compuesto por más de 300 antenas parabólicas dispuestas en un anillo de más de 3 kilómetros de circunferencia. Las operaciones de prueba comenzarán en junio del próximo año. El observatorio, que ha costado 100 millones de yuanes (unos 13,5 millones de euros), permitirá estudiar las erupciones solares y sus repercusiones en el espacio alrededor de la Tierra.
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El Sol entrará en una fase muy activa en los próximos años. Los datos de radiofrecuencia obtenidos por el DSRT complementarán los recogidos por otros telescopios que observan en bandas de frecuencia distintas. Entre ellos se encuentran la sonda solar Parker de la NASA, lanzada en 2018, y el Orbitador Solar de la Agencia Espacial Europea, lanzado en 2020, que recogen datos de nuestra estrella mientras orbitan en torno suyo.
En los últimos dos años, China ha lanzado al menos cuatro satélites de observación solar (como el Observatorio Solar Avanzado, el pasado mes de octubre) con la misión de estudiar el astro en frecuencias ultravioleta y de rayos X.
Las instalaciones de China también proporcionarán datos importantes sobre los fenómenos solares que no pueden observarse desde los telescopios ubicados en otras zonas horarias, y sus datos serán compartidos con otros observatorios.
Los radiotelescopios como el DSRT sirven para estudiar fenómenos que se producen en la región más externa del Sol (la corona), como las fulguraciones solares y las «eyecciones de masa coronal», unas enormes erupciones de plasma caliente que se desencadenan cuando las retorcidas líneas de campo magnético del Sol se «rompen» y vuelven a conectarse. Cuando las partículas de alta energía liberadas durante una de esas eyecciones se precipitan hacia la Tierra, la «meteorología espacial» resultante puede dañar los satélites en órbita y alterar las redes eléctricas de la Tierra.
En febrero, una eyección de masa coronal relativamente débil destruyó 40 satélites de comunicaciones Starlink lanzados por la compañía aeroespacial SpaceX. Dado el creciente número de satélites en el espacio, es necesario predecir cada vez mejor la meteorología espacial.
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La predicción de la meteorología espacial sigue siendo un reto. El DSRT dispone de un amplio campo de visión, al menos 36 veces mayor que el disco solar, lo que permitirá al telescopio observar la evolución de las eyecciones de masa coronal y la propagación de partículas de alta energía a través del espacio, según la Academia China de Ciencias. Con esa información se podrá predecir si las eyecciones de masa coronal alcanzarán la Tierra y cuándo lo harán.
Con sus 313 antenas, el DSRT poseerá una elevada sensibilidad y podrá captar señales débiles de partículas de alta energía que quizá pasen desapercibidas a otras redes de que trabajan en la misma banda de frecuencias (entre 150 y 450 megahercios), pero que disponen de menos detectores. Entre esos instrumentos estaría el Radioheliógrafo de Nançay, compuesto por 47 antenas.
Los datos obtenidos por el DSRT se pondrán a disposición de los investigadores internacionales. Y el Centro Nacional de Ciencias Espaciales de China, que supervisa el funcionamiento del DSRT, también tiene previsto usar el telescopio por la noche para realizar otros tipos de estudios, como la investigación de púlsares. Además, China está construyendo un nuevo telescopio óptico en la meseta tibetana de Sichuan, que debería estar acabado para 2026.
Este artículo ha sido escrito por Juan Antonio Bernedo.
29 Comentarios
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viernes 3 febrero, 2023 @ 2:30 pm
En el artículo «La forma de las ondas gravitacionales…», habla de los efectos de las fuerzas de marea. Hay que recodar que una estrella de neutrones es un objeto muy denso y que su estructu1ra varía con su edad. Parece ser que, una vez más o menos estabilizado, consta de una cáscara muy sólida y densa y un interior aún más denso, pero líquido. Lo que no tengo ni idea de cual será su viscosidad y parece ser que puede haber distintas capas dependiendo de su distancia al centro, posiblemente superfluido, pero densísimo. (Esto es lo que imagino, recordando y resumiendo antiguas informaciones). Lo que me llama la atención es que siendo el tamaño de la EN, tan pequeño, unos diez km de diámetro, se produzcan fuertes diferencias entre la parte más próxima y la más lejana al AN. Creo que su rotación es descomunal, del orden de cientos de veces por segundo, lo que origina un desaforado magnetismo -bueno ese comenzó al formarse y quedarse con buena parte del de su estrella de partida-, pero me voy a olvidar de eso porque con tanta complejidad, no podré avanzar en mi muy modesto comentario. La cosa es que con rotaciones así, ha de existir una tremenda fuerza que tienda a formar un elipsoide de revolución y que ello pueda romper la superficie/cáscara de -parece ser de Fe-. Pero me gustaría saber qué velocidad lleva una EN de tamaño medio, cuando se acerca a un AN supermasivo, porque, antes de chocar, girando uno y otro alrededor del centro de masas que en el caso que propongo ha de estar muy próximo si no dentro del horizonte de sucesos del AN, diría que, en los segundos anteriores al choque, la velocidad de traslación ha de ser muy alta. Entonces, sumando las fuerzas de marea por rotación más la centrípeta-centrífuga de la
traslación, y teniendo en cuenta la gran atracción gravitatoria del AN, aún así, teniendo en cuenta que la distancia entre el centro del AN y su HS que, en Sagitario A -por ejemplo- es de unos 22 millones de km, el pequeño tamaño de la EN haga, a mi entender, que las fuerzas de marea debidas a la gravedad no sean importantes, puesto que la diferencia entre la atracción de la parte más cercana y la más alejada es de una decena de km. Así que la EN atravesaría el HS sin notarlo hasta que estuviese mucho más cerca del núcleo, donde sería, posiblemente convertida en espagueti incomestible por la muy pesada digestión.
viernes 3 febrero, 2023 @ 8:15 pm
Tambien creo que la forma de un EN, de alta rotación no puede ser esférica, como dices, debe tender a un elipsoide, o casi disco (en los casos extremos de su rotación en milisegundos). Que parece que hay alguna.
Si se aplana tendiendo a un disco, (al ser el diámetro del disco mucho mayor). Las fuerzas de Marea ejercidas por el AN entre los dos extremos del diámetro del disco sí que pueden provocar la espaguetización, inclusive antes de atravesar el HS del AN.
Ceo que, este proceso irá depender de la rotación intrínseca de la EN, y su composición (cohexión-rigidez-). Lo que parece que estamos aún lejos de conocer.
sábado 4 febrero, 2023 @ 9:36 am
Puedes tener mucha razón, amigo Eduardo, especialmente porque si la rotación es tan rápida y la cohesión entre los neutrones pequeñísima -hasta el punto del superfluido que menciono, rota la cáscara de Fe- nada impide que la EN se vaya aplanando cualquiera sabe cuanto.
lunes 6 febrero, 2023 @ 1:28 pm
En efecto, la forma de una estrella de neutrones que rota no es esférica. La diferencia de forma respecto de la esfericidad se suele dar mediante el parámetro llamado achatamiento polar “e” que se define:
e = ( radio ecuatorial – radio polar ) / radio medio
Y según el artículo de Subrahmanyan Chandrasekhar de título “ Ellipsoidal Figures of Equilibrium-An historical account” publicado en 1967 en la revista Communications on Pure and Applied Mathematics, una buena estimación inicial del achatamiento es:
e = 5 w^2 R^3 / ( 4 G M )
w = velocidad angular de rotación de la estrella de neutrones
R = radio medio de la estrella
G = Constante de Gravitación Universal
M = masa de la estrella de neutrones
Si se hacen números, por ejemplo para una estrella de neutrones de 1.35 masas solares y de 12 km de radio medio que gira 200 veces por segundo, sale que la diferencia de radios es ~227 metros, lo cual es ~1.9% del radio medio.
Saludos.
lunes 6 febrero, 2023 @ 8:05 pm
Muchas gracias por ilustrarnos, amigo Albert. Además nos das una estupenda fórmula para calcular.
Es que a Eduardo y a mí nos puede la imaginación. Por eso me pregunto qué sucede si con esas fuerzas creadas por la tremenda rotación, se rompe la cáscara de Fe. Claro que mucho depende de la fluidez de lo interno y de su densidad. Esta última ha de ser altísima, pero desconocemos la cohesión entre las partículas que, siendo mayormente neutrones, ha de ser mínima. También el espesor y resistencia de la cubierta de Fe, que, imagino no puede ser muy masiva, ya que, de serlo, minoraría mucho la densidad media de la EN. Y es que, para meternos en los dibujos que Eduardo y yo imaginamos, habría que saber mucho más del interior de una EN.
Por otra parte, si se nos dice que una fuente posible de los elementos más pesados de la tabla pueden ser las EN y sabemos que de un AN nada sale, algo les debe suceder -diría que al poco de crearse- que reparta a diestro y siniestro neutrones… ¡qué problemón!
Mil gracias y no dejes tú de repartir conocimientos, que buena falta nos hacen.
martes 7 febrero, 2023 @ 11:23 am
Te agradecería, Albert, que me indicases las unidades, o me las confirmases. Supongo que e será en metros, w en radianes/s, R también en metros, y diría que M en masas solares. ¿Es así?
Y perdona la molestia.
martes 7 febrero, 2023 @ 12:17 pm
Si no detallo previamente lo contrario, las expresiones matemáticas que formulo están siempre expresadas en el Sistema Internacional de Unidades.
Saludos.
miércoles 8 febrero, 2023 @ 10:57 am
Mil gracias, Albert. Es que como los AN siempre, y también las EN, generalmente, se expresan en masas soleares, pensé que lo habías hecho así…
Saludos.
miércoles 8 febrero, 2023 @ 12:49 pm
Querido Eduardo: Me da vergüenza dirigirme a Albert, porque seguro que tiene razón, pero si utilizo el SIU, el resultado no tiene unidades, y, seguramente por error o errores míos, tampoco me coincide la cantidad. Mira:
w^2 es, con radianes, 1/s^2
R^3 son m^3
G es m^3/(kg.s^2) y su inverso kg.s^2/m^3
M es kg
Así que (1/s^2)(m^3).(kg.s^2/m^3)/kg
Entonces, todas las unidades se anulan, o sea que no me salen metros. Échame una mano porque algo debo hacer mal y no sé lo que es.
miércoles 8 febrero, 2023 @ 12:52 pm
Es que mi costumbre al operar fórmulas, siempre ha sido encontrar las unidades del resultado y sin ello, no merecía la pena continuar porque algo no estaba bien.
miércoles 8 febrero, 2023 @ 2:40 pm
Amigo Tomás. Seguramente soy peor que tu calculando. Debe ser por que nunca me ha gustado, por lo mucho que me equivocaba.
No obstante, lo importante es que Albert nos confirma nuestra intuición de que, cuanto más giro tiene un objeto mas tiende a la forma de elipsoide de rotación.
En los casos más estemos debe tender a un disco, o inclusive tal vez, a un toroide
Intuyo que esto también suceda en los AN. Ceo que es muy difícil que existan estos sin rotación. Pues toda materia en Nuestro Universo está rotando.
Yendo mas lejos en mi especulación (y para provocar), creo que hay una relación profunda entre giro y materia. O sea la materia existe justamente por algo estar girando, Creo que el giro con su PERMANENCIA es lo que configura lo que entendemos por Materia.
miércoles 8 febrero, 2023 @ 3:53 pm
A partir de la manera en la que se ha definido el achatamiento:
e = ( radio ecuatorial – radio polar ) / radio medio
Resulta evidente que el achatamiento es un número real, por lo tanto, sin dimensiones. En el ejemplo que he puesto, usando la expresión de Chandrasekhar se obtiene:
e = 0,0189 ~ 1,9%
Para obtener la diferencia de radios hay que usar, lógicamente:
radio ecuatorial – radio polar = e · radio medio
En el ejemplo sale:
radio ecuatorial – radio polar = 0,0189 · 12.000 m ~ 227 metros
Saludos.
jueves 9 febrero, 2023 @ 1:21 pm
¡Perfecto, estimado Albert! Me sale clavado una vez leída tu explicación. No veas lo tranquilo que me he quedado, porque empezaba a dudar de mí.
Es que eso me podrá servir para calcular algún ejemplo de mayor masa (por ejemplo para los límites de unas 2,4 masas solares y hasta unas 700 rps que parecen ser aceptables. Sin embargo pienso que mucho ha de depender de la estructura interna y esta de su edad, pues en su interior hay transformaciones desde su creación.
Mil gracias, profe.
jueves 9 febrero, 2023 @ 7:01 pm
Querido Eduardo: Ya ves la amabilidad de Albert. Me ha dejado muy satisfecho.
En cuanto a tu relación materia-momento, no me atrevo a pronunciarme, pero respeto mucho tu intuición. todavía tengo pendiente de meditar en profundidad el tema de los primos, porque, si tuvieses razón, no sería necesaria demostración alguna y quizá por ello Euler ni se molestó en contestar a Goldbach.
jueves 9 febrero, 2023 @ 8:24 pm
Yo también agradezco a Albert sus comentarios. Pena que nó nos ilustra con mas frequência.
En cuanto a la relación Materia/Rotación, espero criticas tuyas, y de alguien más.
viernes 10 febrero, 2023 @ 12:09 pm
No voy a evadirme, Eduardo, de tu petición. Diría que ha de ser casi imposible que exista en el universo materia alguna sin algún momento de rotación porque, por muy lejano que esté el cuerpo que consideremos, al no tener la gravedad límite en su acción, por muy leve que sea, algo le afectará, y si a eso sumamos que siempre se estará moviendo como un todo al menos, puede pasar de estar atraído por uno u otro conjunto de materia o pasar de uno a otro. Puede que en sí mismo esto no fuera suficiente para provocar un movimiento de rotación, pero si consideramos que no va a haber cuerpo alguno perfectamente uniforme respecto a su centro geométrico, la gravedad siempre actuará de manera diferente en una u otra zona y ello provocará una rotación. Sin embargo podría ocurrir que, durante un tiempo, las débiles fuerzas se equilibraran.
Sin embargo eso no conlleva que materia y rotación sean inseparables, como lo son materia y energía, que podemos decir que son una misma cosa. Salvo, claro, que consideres la rotación como una pérdida de energía por parte del cuerpo en cuestión.
No sé si te parecerá aceptable mi elucubración.
Un abrazo.
viernes 10 febrero, 2023 @ 4:09 pm
En mi entender (no se si correcto) todo Campo tiene que estar compuesto por alguna substancia o sea , por infinidad de elementos discretos. Que tengan energía. Lo que implica que estos forzosamente deben tener movimiento. Ya que creo que la energía, es la capacidad de Algo influir en otro Algo. Consecuentemente se precisa del Algo y este estar en movimiento relativo. De lo contrario sería Abstracto (algo matemático insustancial). Este nunca podría ejercer acción alguna sobe otro campo o materia. Por muy elegante que sea su estructura matemática
Pero para constituir (dar estructura estable al Algo) intuyo que sus componentes deben estar girando mas o menos de forma coordenada, Ya que, de lo contrario, con movimientos aleatorios entre sus componentes, el Ente se disgregaría diluyéndose por todo el campo. O sea, solo el giro ORDENADO puede dar PERSONALIDAD (estructura CONTINUADA) a los elementos del campo. Es lo que consideramos MATERIA.
Abrazos
viernes 10 febrero, 2023 @ 7:58 pm
Mi buen Eduardo: Lo tuyo es filosofía y, sinceramente, no lo comprendo. Habría que concretar y hacerlo objeto de experimentación.
Lo lamento profundamente, pero no doy para más.
sábado 11 febrero, 2023 @ 10:43 am
En relación con la euforia de mi com. 13, creo que voy a desistir porque aunque pueda imaginar su masa y sus r.p.m., no sé qué dimensiones adjudicarle. Y es que debe haber alguna relación entre unas variables y otras y no me parece que pueda, caprichosamente, endosarle el tamaño que me parezca. Así que, de momento al menos, renuncio.
Seguiré leyendo el artículo.
sábado 11 febrero, 2023 @ 11:21 am
En «NASA confirma que el impacto de DART…», la ilustración tiene en su lado inferior derecho un par de flechas que forman un ángulo recto. La vertical señala el norte y puedo suponer que escoge una dirección más o menos perpendicular al disco -que se nos dice que está un tanto alabeado-, pero no sé donde poner la referencia del este. ¿O se refiere a que, desde la Tierra, debemos mirar hacia el, aproximadamente, NE?
domingo 12 febrero, 2023 @ 12:42 pm
¡Pero si lo indica al final del artículo! Está claro que se refiere a la dirección a la que debe mirar mirar un observador terrestre. Pido perdón por mi impaciencia e ignorancia. ¡Qué catastrófico! Pero sigo.
domingo 12 febrero, 2023 @ 1:08 pm
«Un gran Tsunami devastó Marte…»
A respecto me pregunto la razón por la que el agua marciana no estaba en forma de hielo, siendo su radio orbital medio más de 1,5 UA, y por tanto con mucha menos energía solar por m^2 que la recibida en la Tierra; aunque no sea esa la única variable a tener en cuenta.
domingo 12 febrero, 2023 @ 1:59 pm
«Puntos calientes en órbita…»
Creo que los AN nos reservan muchísimos secretos. El gas caliente será hidrógeno en forma de plasma quizá; será helio… Supongo que esa velocidad orbital tan alta será la que le libre se ser tragado por el AN. Misterioso misterio.
domingo 12 febrero, 2023 @ 2:26 pm
Amigo Tomás. Puede que el agua en Marte no estuviese congelada debido al efecto invernadero, ya que el CO2, creo debía ser muy abundante, pues aun resta el 95% de este gas en la composición actual de su atmosfera.
Un fuerte abrazo.
lunes 13 febrero, 2023 @ 10:39 am
«Los <>…»
Me llama la atención la existencia de ese «polvo». ¿Qué es?, ¿dónde se ha formado?
¿Habrá que preguntarle a Abraham?
lunes 13 febrero, 2023 @ 10:57 am
«14 años para medir…»
Me ha recordado las elucubraciones de Eduardo sobre los recorridos de la luz. Su imaginación es asombrosa. A lo mejor dice algo interesante.
martes 14 febrero, 2023 @ 11:09 am
Por tu 24, Eduardo. Todo es posible, porque cuando se fue perdiendo el agua, había más atmósfera; ahora es de poco espesor, y cada vez menos.
martes 14 febrero, 2023 @ 11:40 am
«Los microbios… Marte…»
Habrá que tener algún cuidado, no cosa esos extraterrestres sean muchísimo peores que el COVID.
martes 14 febrero, 2023 @ 1:22 pm
«Construido el mayor telescopio del mundo». Estos chinos se nos van a merendar, seguro.
Pero más me preocupa el que la actividad solar vaya a aumentar en los próximos años, porque su efecto se sumará al calentamiento global, imagino. Así que los chinos van a vendernos sombrillas al mundo entero. Pero eso no será solución.