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.
Noticias del trimestre
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España se ha adherido, al programa Artemis de la NASA con un acuerdo fue firmado en mayo tras varios encuentros bilaterales. La Misión Artemis, cuyas primeras etapas ya se han cumplido, es un esfuerzo internacional de 25 países liderado por Estados Unidos para llevar seres humanos a la Luna en 2025 y ampliar luego la exploración espacial a Marte y quizá más allá. Mientras, Rusia ha lanzado ya el Luna-25, al polo sur lunar, India su Chandrayaan-3, al mismo lugar y tiempo, y Japón su Slim que irá al ecuador lunar.
Un tema curioso ha sido la desclasificación de los papeles sobre los «fenómenos OVNI» ahora llamados «fenómenos anómalos no identificados», junto con una rueda de prensa de la NASA sobre el tema. NASA sale así al paso de teorías pseudocientíficas y conspiracionistas con un panel de expertos que estudiaron los fenómenos que quedan sin explicar, que constituyen entre un 2 y un 5% de los casos de avistamientos. Su inexplicabilidad atribuyen a los malos datos disponibles, más que a fenómenos extraños.
No nos cansaremos de advertir sobre el calentamiento global: En los últimos decenios, el hielo ártico ha disminuido rápidamente en todas las estaciones, con un declive cada vez mayor desde el año 2000. Un equipo científico internacional estima que desaparecerá de forma temporal a finales de la época estival de la década de 2030, una década antes de lo previsto, con todo lo que eso significa.
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Por último, la mejor noticia: Xavier Barcons, Director General de ESO, anuncia que ya está construido el 50% del Telescopio Extremadamente Grande (ELT). Se trabaja en la estructura de la cúpula, mientras que el 70% de los 798 segmentos del espejo ya están fabricados. Se están puliendo los 6 segmentos del secundario y el terciario. También el espejo deformable de óptica adaptativa, y los 6 láseres de referencia, ya entregados. El edificio técnico ya funciona desde el año pasado. Los instrumentos científicos también están ya en fase avanzada. Se espera que el 50% restante sea mucho más rápido, ya que desde 2014, comienzo de la construcción, se han sucedido retrasos debido al COVID, y a que algunos componentes del ELT requerían prototipos previos. El ESO estima que aún quedan 5 años de trabajo.
El rumor del «Fondo de Ondas Gravitacionales», detectado finalmente
Tras utilizar los púlsares de nuestra galaxia como relojes cósmicos, la colaboración internacional NANOGrav ha «escuchado» el coro de las más potentes ondas gravitacionales conocidas, que distorsionan el espacio-tiempo al atravesar todo lo que existe. El sonido procede de multitud de interacciones de colosales agujeros negros supermasivos.
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No podemos verlo ni sentirlo, pero todo lo que nos rodea, incluido nuestro propio cuerpo, se encoge y se expande lentamente. Se trata del extraño efecto de las ondas gravitatorias que atraviesan nuestra galaxia y que distorsionan el espacio-tiempo, según un nuevo estudio publicado en The Astrophysical Journal Letters.
Los autores pertenecen al Observatorio Norteamericano de Nanohercios para Ondas Gravitacionales (NANOGrav), una colaboración internacional de más de 70 instituciones, sobre todo de EE UU, con financiación de la Fundación Nacional para la Ciencia (NSF) de ese país.
Para realizar el estudio, el equipo realizó un análisis de estrellas conocidas como púlsares de milisegundos, que giran cientos de veces por segundo y emiten pulsos de radio como «tics» de relojes cósmicos de gran precisión.
Así descubrieron lo que parecían variaciones en el “ritmo de tic-tac” de estos púlsares, comparando datos de más de 60 de estos objetos observados en nuestra galaxia con radiotelescopios a lo largo de 15 años.
Su análisis demuestra que las variaciones están causadas por ondas gravitacionales de baja frecuencia que distorsionan el «tejido» de la realidad física conocido como espacio-tiempo. Según las conclusiones del equipo de NANOGrav, la distorsión espacial provocada por las ondas gravitacionales crea la apariencia de que la frecuencia de las señales de radio de los púlsares está cambiando.
En realidad, es el estiramiento y la compresión del espacio entre la Tierra y los púlsares lo que hace que sus pulsos de radio lleguen a la Tierra milmillonésimas de segundo antes o después de lo esperado.
Los resultados son la primera prueba del fondo de ondas gravitacionales, una especie de sopa de distorsiones del espacio-tiempo que invade todo el universo y que los científicos llevan tiempo prediciendo que debe existir.
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Las ondas gravitacionales fueron predichas por primera vez por Albert Einstein en 1916. No se confirmarían hasta 2015, cuando el Observatorio de Ondas Gravitacionales por Interferómetro Láser (LIGO) detectó ondulaciones del espacio-tiempo que atravesaban la Tierra.
Esa fuente de ondulaciones gravitacionales era la colisión de dos agujeros negros lejanos, pero la distorsión espacial resultante que detectó LIGO era menor que el diámetro del núcleo de un átomo. En comparación, el desplazamiento temporal aparente de los púlsares medido por el equipo de NANOGrav es del orden de décimas de millonésimas de segundo y representa una flexión del espacio-tiempo entre la Tierra y los púlsares que acorta la distancia unos 100 metros. Esas distorsiones espacio-temporales fueron causadas por ondas gravitatorias tan inmensas que su longitud de onda es de dos a diez años-luz.
Utilizando los 15 años de datos astronómicos registrados por radiotelescopios de observatorios financiados por la NSF, incluidos el Green Bank Observatory de Virginia Occidental, el Very Large Array de Socorro (Nuevo México) y el Observatorio de Arecibo (Puerto Rico)-, el equipo de NANOGrav creó un «detector» de 67 púlsares distribuidos por todo el cielo y comparó la frecuencia de tic-tac de pares de esos púlsares.
Mediante un sofisticado análisis de los datos, dedujeron la presencia del fondo de ondas gravitacionales causante de la distorsión del espacio, y explicaron así los aparentes cambios de sincronización de los púlsares.
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Los cálculos están en el rango de fiabilidad de sigma=3,5 ó 4, cerca ya de sigma=5, que es la que se considera como evidencia indiscutible.
Los resultados del equipo aportan nuevos conocimientos sobre cómo evolucionan las galaxias y cómo crecen y se fusionan los agujeros negros supermasivos. La distorsión generalizada del espacio-tiempo que revelan sus hallazgos implica que las parejas de agujeros negros extremadamente masivos pueden estar igualmente extendidas por el universo, quizás en cientos de miles o incluso millones.
Con el tiempo, el equipo de NANOGrav espera poder identificar pares de agujeros negros supermasivos concretos rastreando las ondas gravitatorias que emiten. Incluso podrían descubrir señales de ondas gravitacionales del universo primitivo.
Fuente: National Science Foundation de EE.UU (NSF), 29 junio 202
La misión Euclid ya explora el universo oscuro
A primeros de julio se lanzó este telescopio espacial de la ESA, EUCLID, que creará un mapa en 3D de la distribución de materia en el espacio, a través del tiempo. Para ello observará más de mil millones de galaxias en un tercio del cielo. Sus datos ayudarán a estudiar la expansión del universo, así como la misteriosa naturaleza de la energía y la materia oscuras.
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La guerra de Ucrania iniciada por Rusia y la decisión unilateral de esta de no permitir que sus cohetes Soyuz se lancen desde el Puerto Espacial Europeo, en la Guayana Francesa, obligó a los responsables de la misión Euclid a buscar un lanzador y lugar de despegue alternativo. Por fin, el 1 de julio, despegó a bordo de un cohete Falcon 9 de SpaceX desde Cabo Cañaveral, en Florida (EE UU).
Este proyecto, de la Agencia Espacial Europea (ESA) cuenta con la participación de una veintena de países europeos, entre ellos España. Sus objetivos principales son, en primer lugar, cartografiar el universo, haciendo un mapa en 3D de lo que se conoce como la estructura a gran escala del universo, mostrando la distribución de materia en el espacio, a través del tiempo. Con ello se trata de poner a prueba el modelo cosmológico estándar o Lambda-CDM, que nos dice que los mayores componentes del universo son fundamentalmente dos: un 70 % de energía oscura y un 25 % de materia oscura, pero que son desconocidos. Investigar la naturaleza de ambas es el tercer objetivo.
Para discernir dónde está situada la materia en el universo, tanto la oscura como la ordinaria o bariónica (de la que estamos formados nosotros, los planetas, estrellas, galaxias, etcétera), se empleará el llamado efecto de lente gravitatoria débil: la luz que vemos de las lejanas galaxias nos llega distorsionada. Este efecto se medirá de forma estadística observando millones de galaxias hasta una distancia de 10.000 millones de años luz en más de un tercio del cielo.
Otro aspecto que medirá es cómo están distribuidas las galaxias en el universo. No lo hacen de forma aleatoria, sino siguiendo un patrón de oscilaciones acústicas bariónicas, determinado por información que ya conocemos, como las observaciones del fondo cósmico de microondas, y ya estudiado con la misión Planck de la ESA.
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EUCLID llevará dos instrumentos para realizar esas investigaciones: VIS, que opera en el rango visible, con una resolución exquisita, para observar todas las galaxias; y NISP, un espectrómetro y fotómetro de infrarrojo cercano para ver cómo se agrupan y analizar su distancia por su corrimiento al rojo.
El universo observable contiene 400.000 millones de galaxias, de las que Euclid observará aproximadamente mil millones a lo largo de seis años de observaciones (más una posible extensión de otros cuatro), operando desde un punto gravitatorio estable denominado punto de Lagrange L2 del sistema Sol-Tierra-Luna.
Las observaciones se realizarán en un 35 % de todo el cielo, ya que en el resto lo dificulta la presencia de la Vía Láctea y la luz zodiacal (que contiene polvo interplanetario). Dentro del campo seleccionado, están planificadas las secciones que se estudiarán cada año, hasta completar el mapa final.
El telescopio Euclid pesa dos toneladas y mide casi 5 metros de altura. Su configuración es clásica, con un panel solar que sirve para obtener energía y, a la vez, proteger a la nave térmicamente del Sol. Además del telescopio y sus dos instrumentos científicos (VIS y NISP), cuenta con un módulo de servicio con la distribución eléctrica, control de posición, propulsión, telecontrol, telemetría y tratamiento de datos.
Esta información se mandará durante un turno diario de 4 horas, y entre las estaciones de tierra que la recibirán figura la de Cebreros de la ESA, en Ávila. Los datos brutos los procesará el consorcio Euclid, un grupo internacional en el que colaboran más de 2.000 personas, que entregarán los datos (imágenes, espectros, mediciones, catálogos, entre otros) y serán puestos a disposición desde ESAC para toda la comunidad científica.
Uno de los retos de la misión será precisamente gestionar el gran volumen de datos: 170 petabytes antes del procesado, para entregar unos 20 petabytes de información científica hasta 2031. Otros de los desafíos serán conseguir la estabilidad completa de la nave y la precisión en el apuntado: 25 milisegundos de arco durante 700 segundos.
Las operaciones previas, tras el lanzamiento son: una de comisionado de un mes para posicionamiento en la órbita definitiva, encendido de todos los sistemas y enfocado del telescopio; otra de rendimiento y caracterización durante dos meses, para probar todos los dispositivos, y otro par de meses para calibraciones y confirmar la estabilidad del telescopio a distintos entornos térmicos.
Luego ya comenzará el escaneado del cielo durante los seis años de operación para conocer nuevos datos sobre nuestro universo y las enigmáticas materia y energía oscuras.
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El telescopio espacial Euclid ha sido fabricado por un consorcio industrial liderado por Thales Alenia Space Italia, junto con al subcontratista principal Airbus encargado de la carga útil, que han contado con un presupuesto de 450 millones de euros. España ha participado con el 10% del valor del contrato.
Contribuyen más de 80 empresas (de las cuales ocho son españolas), de 20 países europeos y con más de 140 contratos. Destaca la joya tecnológica que es la antena de alta ganancia (en la llamada banda K y con mecanismo de tres ejes).
Empresas españolas que participan en Euclid:
Airbus D&S España: estructura y subsistema de control térmico del modulo de servicio, cableado radiador del modulo de carga útil.
Alter Technology: coordinación de compra de componente para la ESA.
Crisa: unidad electrónica del sensor de guiado fino.
Deimos space: software de simulación del subsistema de control de orientación.
GTD: elementos del software de aplicación.
Navair: fabricación de parte del cableado del modulo de servicio.
Sener: mecanismo de apuntamiento de la antena que va en el sistema de comunicación, además de los mecanismos de un espejo y responsable del subsistema de control de orientación. Más dos antenas de baja ganancia.
Thales Alenia Space: responsable del subsistema de comunicación.
Además de la industria, diversos centros de investigación españoles participan en la misión. El Instituto de Ciencias del Espacio (ICE-CSIC), junto al Instituto de Estudios Espaciales de Cataluña (IEEC) y el Instituto de Física de Altas Energías (IFAE), han desarrollado la rueda de filtros del instrumento NISP.
El responsable del diseño, construcción y validación de la electrónica de control de ese instrumento ha sido la Universidad Politécnica de Cartagena (UPCT), en colaboración con el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC). Este también lidera varios programas para, con los datos de Euclid, investigar las propiedades de la materia oscura, el estudio de la formación y evolución de las galaxias y la identificación de objetos de masa subestelar.
Por otra parte, el ICE-CSIC y el Port d’Informació Científica (PIC), centro gestionado por el IFAE y por el Centro de Investigaciones Energéticas, Medioambientales y Tecnológicas (CIEMAT), han sido los responsables de las simulaciones cosmológicas de la misión. Además, el PIC es el centro de datos científicos de la misión en España.
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Fuente: ESA- EUCLID, 1 julio y 4 agosto 2023
ICECUBE: primera observación con neutrinos de nuestra galaxia
Hasta ahora se había analizado la Vía Láctea con luz visible e invisible, como los rayos X y las ondas de radio, pero el experimento IceCube localizado en la Antártida la ha observado con algo que no es luz, sino neutrinos de alta energía procedentes del plano galáctico.
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En lugares sin contaminación lumínica, podemos ver la Vía Láctea como una banda de estrellas difusa en el horizonte. La comunidad astronómica también la observa y estudia con detalle en distintas longitudes de onda, pero desde ahora va a contar con un nuevo tipo de mensajeros cósmicos: los neutrinos.
Por primera vez, el observatorio de neutrinos IceCube, un gigantesco detector de un kilómetro cúbico construido bajo la estación Amundsen-Scott del Polo Sur, ha sintetizado una imagen de nuestra galaxia utilizando esos mensajeros astronómicos diminutos y fantasmales. Los miembros de esta colaboración internacional, integrada por más de 350 científicos, presenta pruebas de la emisión de neutrinos de alta energía procedentes de nuestra galaxia.
Los neutrinos son partículas subatómicas, como lo son los electrones. Sin embargo, son especiales porque interactúan solo mediante la fuerza débil. Así como la luz puede atravesar el vidrio de una ventana sin dificultad, los neutrinos pueden atravesar todo, incluyendo el planeta Tierra, de ahí que sean tan difíciles de detectar.
Por eso IceCube es tan grande, para lograr observar los pocos neutrinos que sí interactúan. Son de “alta energía”, en comparación con otros neutrinos, como los producidos por el Sol, que tienen energías un millón de veces menores.
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A diferencia de lo que ocurre con la luz de cualquier longitud de onda, en el caso de los neutrinos, el universo eclipsa a las fuentes cercanas de nuestra propia galaxia.
El equipo de IceCube ya había detectado neutrinos de alta energía de origen extragaláctico, como los procedentes de la cercana galaxia NGC1068, y supone que puede suceder lo mismo en otras más alejadas. En nuestra Vía Láctea, las observaciones de rayos gamma muestran emisiones brillantes procedentes del interior del plano galáctico y, puesto que se cree que los rayos gamma y los neutrinos son producidos por los mismos procesos astrofísicos, ese plano era el lugar esperado de emisión de neutrinos, como así ha sido.
La demostración se ha realizado gracias a técnicas de inteligencia artificial de aprendizaje automático, utilizando datos registrados (unos 60.000 neutrinos) a lo largo de 10 años por el observatorio IceCube en la Antártida. Los investigadores han presentado las primeras pruebas estadísticamente sólidas de emisión de neutrinos de alta energía desde el plano galáctico, con resultados coherentes con la distribución y las interacciones esperadas de los rayos cósmicos dentro de nuestra galaxia.
Se detectan neutrinos de nuestra propia galaxia estudiando su dirección y energía y hay un exceso de estas partículas de altas energías que apuntan aproximadamente en la dirección del plano de la galaxia, y especialmente hacia el centro galáctico.
Pero su procedencia es un misterio. No es posible saber con certeza qué produce estos neutrinos, ya que hemos observado la Vía Láctea como un todo, aunque hay dos posibilidades razonables y probablemente ambas ocurren, pero no se sabe cuál es más importante.
Por una parte, los neutrinos pueden ser producidos por fuentes de rayos cósmicos en nuestra galaxia: una colección de fuentes puntuales de neutrinos, como una estrella. Por otra, esos rayos cósmicos, que tienen carga eléctrica, se propagan por la galaxia y al chocar con gas, polvo estelar, etcétera, producen más neutrinos.
Eso haría que nuestra galaxia brillara de manera difusa en todas partes, pero más intensamente hacia el centro, quedando el siguiente paso, que es identificar las fuentes específicas dentro de la galaxia.
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En el corazón de la Antártida, en la base polar Amundsen-Scott, se encuentra este observatorio financiado por la National Science Foundation (NSF) de EE UU, con el apoyo de los 14 países que acogen a miembros institucionales de la colaboración IceCube.
Este detector de neutrinos, de aproximadamente un kilómetro cúbico enterrado en el hielo, opera con más de 5.000 módulos ópticos digitales (DOM) congelados a profundidades de entre 1.450 y 2.450 metros.
Artículo original en «Observation of high-energy neutrinos from the Galactic plane”. Science, 2023. https://www.science.org/doi/10.1126/science.adc9818
Fuente: Agencia SINC- FECYT- Ministerio de Ciencia, 29 de junio de 2023
La nebulosa del Gato Sonriente, nueva imagen de ESO
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La guardería estelar Sh2-284 es una vasta región de polvo y gas y su parte más brillante, visible en esta imagen, tiene unos 150 años-luz de ancho. Se encuentra a unos 15.000 años-luz de distancia de la Tierra, en la constelación de Monoceros.
Ubicado en el centro de la parte más brillante de la nebulosa, justo debajo de la «nariz del gato», hay un cúmulo de estrellas jóvenes conocido como Dolidze 25, que produce grandes cantidades de radiación y vientos estelares fuertes. La radiación es lo suficientemente potente como para ionizar el gas de hidrógeno presente en la nube, produciendo así sus brillantes colores naranja y rojo. En nubes como esta es donde se encuentran los materiales para la construcción de nuevas estrellas.
Los vientos del cúmulo central de estrellas alejan el gas y el polvo en la nebulosa, ahuecando su centro. Cuando los vientos se topan con bolsas de material más densas, estas ofrecen mayor resistencia, lo que significa que las áreas que hay a su alrededor se erosionan primero. Esto crea varios pilares que se pueden ver, a lo largo de los bordes de Sh2-284, apuntando al centro de la nebulosa, como el del lado derecho de la imagen. Si bien en la imagen estos pilares pueden parecer pequeños, en realidad tienen varios años-luz de ancho y contienen grandes cantidades de gas y polvo a partir de los cuales se forman nuevas estrellas.
Esta imagen se ha creado con datos obtenidos por el VLT Survey Telescope (VST), que es propiedad del Instituto Nacional de Astrofísica de Italia (INAF) y está ubicado en el Observatorio Paranal de ESO, en Chile. El VST se dedica a mapear el cielo del sur en luz visible y hace uso de una cámara de 256 millones de píxeles especialmente diseñada para tomar imágenes de campo muy amplio. Esta imagen forma parte del sondeo VPHAS+ (VST Photometric Hα Survey of the Southern Galactic Plane and Bulge, sondeo fotométrico en Hα del plano y el bulbo galácticos con el VST), que ha estudiado unos 500 millones de objetos en nuestra galaxia, ayudándonos a comprender mejor el nacimiento, la vida y la muerte de las estrellas de nuestra Vía Láctea.
Fuente: Foto-noticia de ESO, eso2309es, 27 de junio de 2023
Los agujeros negros se evaporan, pero lo demás, también
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Estrellas, planetas, personas y petunias: todo emite un tipo especial de radiación y, si permanece el tiempo suficiente, se evaporará en la nada. Esa es la afirmación en un nuevo estudio de los efectos de la física que anteriormente se pensaba que ocurrían sólo cerca de un agujero negro. En ese ambiente extremo, las cosas más grandes y más pequeñas del universo se rozan entre sí. Para describir eventos en escalas tan diferentes, los científicos deben usar tanto la teoría de la relatividad de Einstein (reglas que gobiernan las cosas grandes) como la mecánica cuántica (reglas para cosas pequeñas), lo que lleva a algunos efectos extravagantes.
Pero si los nuevos cálculos son correctos, tales resultados pueden ser comunes, incluso cuando no haya agujeros negros. La cuestión de qué sucede cuando el mundo muy pequeño se encuentra con el muy grande se consideró por primera vez en la década de 1970. Fue entonces cuando el físico británico Stephen Hawking comenzó a pensar en lo que les sucedía a las partículas que experimentaban fuerzas gravitatorias sin precedentes en el borde de un agujero negro, un lugar conocido como horizonte de sucesos. Cualquier cosa ligeramente dentro del horizonte de sucesos inevitablemente caerá en el agujero negro, mientras que cualquier cosa que esté justo fuera todavía tiene la oportunidad de escapar.
Hawking quería saber qué pasaría con los pares de partículas, una partícula y su pareja antipartícula, que aparecían espontáneamente en el horizonte de eventos de un agujero negro. Estos pareados emergen del vacío «vacío» del espacio, y la mecánica cuántica nos dice que aparecen y desaparecen constantemente en todas partes. Tan pronto como una partícula se encuentra con su antipartícula, se destruyen entre sí en una fracción de segundo y el universo en general no nota su presencia. Sin embargo, Hawking demostró que si uno de los socios aparecía dentro del horizonte de sucesos, caería en el agujero negro, mientras que su asociado en el otro lado del horizonte saldría disparado con una fuerza tremenda.
Para conservar la energía total del agujero negro y cumplir con un principio de la física, la partícula que cae debe tener energía negativa (y, por lo tanto, masa negativa), y la lanzada debe tener energía positiva. De esta manera, los agujeros negros emiten un tipo de energía que ahora se llama radiación de Hawking y, con el tiempo, esta energía positiva que se escapa los agota, lo que hace que se evaporen.
Hace unos seis años, el astrofísico Heino Falcke de la Universidad de Radboud en los Países Bajos comenzó a pensar más profundamente sobre la física involucrada en estos procesos y si el horizonte de eventos era un componente necesario. En otras palabras, si podría ocurrir esta misma evaporación para otros objetos.
Falcke solicitó la ayuda del físico cuántico Michael Wondrak y el matemático Walter van Suijlekom, ambos de Radboud, para analizar de nuevo el problema. El trío decidió abordar el tema desde un ángulo atípico mediante el uso de ecuaciones de un fenómeno relacionado conocido como efecto Schwinger. Este efecto describe cómo las partículas cargadas y las antipartículas se desgarran cuando emergen del vacío en presencia de un poderoso campo electromagnético. El proceso podría considerarse análogo a los pares de partículas que experimentan fuertes fuerzas gravitatorias en el horizonte de eventos de un agujero negro.
El análisis matemático de los investigadores mostró cómo cualquier objeto con masa, y no solo uno superpesado como el de un agujero negro, afecta a los pares de partículas y antipartículas que emergen del vacío del espacio. En términos más ondulatorios, se puede pensar que estas partículas tienen una nube de probabilidad con respecto a dónde podrían ubicarse en el espacio. En ausencia de fuerzas externas, electromagnéticas o gravitatorias, las nubes de partículas y antipartículas se superpondrán y se aniquilarán entre sí. Pero si la gravedad tira de una nube más que de la otra, cada una se desplazará ligeramente. No se superpondrán y, por lo tanto, no serán aniquilados. En cambio, producirán radiación, como una partícula que es arrojada desde el horizonte de sucesos de un agujero negro.
Los cálculos del equipo, publicados el 2 de junio en Physical Review Letters, sugieren que todo lo que tenga gravedad, es decir, básicamente todos los objetos del universo, emitirá una radiación similar a la de Hawking y se evaporará. Las ecuaciones indican que el proceso tomará trillones y trillones de años, por lo que es probable que a pequeño nivel, no nos afecte. Pero los restos de larga vida de las estrellas muertas, como las enanas blancas y las estrellas de neutrones, que tienen una masa enorme, podrían acortar su vida si el fenómeno es real.
Esto demuestra que definitivamente hay algún efecto en el que las partículas pueden desgarrarse únicamente por las fuerzas gravitatorias en el vacío.
Pero otros investigadores no están de acuerdo sobre lo que les sucede a las partículas cerca de objetos masivos, como la física teórica Sabine Hossenfelder del Centro de Filosofía Matemática de Munich en Alemania, que sospecha que un análisis más cuidadoso mostrará que los pares de partículas y antipartículas en realidad no irradian desde objetos masivos que no son agujeros negros. La tecnología actual no es lo suficientemente sensible para detectar este efecto de evaporación y probar la nueva afirmación de una forma u otra. Falcke y su equipo sugieren que los experimentos podrían centrarse en observar el efecto Schwinger, que también sigue siendo teórico en este punto, para reforzar potencialmente sus propias afirmaciones.
Fuente: Scientific American, 22 de junio de 2023
Filamentos en el centro de la Vía Láctea
Extraños filamentos gigantes, que el astrofísico Farhad Yusef-Zadeh de la Universidad Northwestern en EE.UU. ha pasado décadas observando, revelan un misterio en el corazón de la Vía Láctea.
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Cosas extrañas están en marcha en el misterioso corazón de la Vía Láctea. Es una región bulliciosa y llena de estrellas que también alberga el agujero negro supermasivo de nuestra galaxia, que los científicos llaman Sagitario A* o Sgr A*. Entre los millones de estrellas jóvenes y calientes que giran alrededor del centro galáctico, los astrónomos también han observado una maraña de curiosas estructuras parecidas a filamentos que se extienden años-luz.
En la década de 1980, Farhad Yusef-Zadehél y sus colegas descubrieron los primeros filamentos conocidos: líneas de partículas súper rápidas que se extienden verticalmente a través del plano galáctico a lo largo de más de 100 años-luz y que permanecen sin explicación. Y este mes, Yusef-Zadeh y sus colegas publicaron una nueva investigación en Astrophysical Journal Letters que muestra que el corazón de la Vía Láctea también alberga inesperadamente un segundo tipo de filamento, los llamados filamentos horizontales, que son más cortos y corren paralelos, en lugar de perpendiculares, al plano galáctico.
El centro galáctico es un entorno muy rico porque ya hay un agujero negro supermasivo allí, y tiene alrededor de cuatro millones de veces la masa del Sol. Hay todo tipo de estructuras extrañas, inusuales, no entendidas muchas de ellas. En el caso de los filamentos, no se estaba buscando ese tipo de estructura. Nadie había visto antes una característica como esta. Fue al principio de la puesta en servicio del Very Large Array de radiotelescopios, cuando los encontraron, pero tuvieron mucho cuidado para determinar si eran reales o no. Pero luego aparecieron en múltiples longitudes de onda, y luego otros investigadores también los encontraron, por lo que ciertamente se trataba de estructuras reales.
Estos largos filamentos verticales resultaron estar hechos de radiación de sincrotrón, que es producida por partículas que se mueven casi a la velocidad de la luz a través de un campo magnético. Pero aún no está claro cómo se forma este bosque de filamentos cerca del centro galáctico porque no hay una razón obvia por la que estas partículas deban moverse tan rápido sin proceder aparentemente de una fuente poderosa, como Sgr A*.
El problema es explicar cómo se aceleran estas partículas a energías tan altas, porque por lo general, existe una fuente, una estrella de neutrones o un agujero negro o un púlsar, por ejemplo, que acelera las partículas. Pero aquí, no es así.
Desde entonces, el radiotelescopio MeerKAT también ha descubierto filamentos largos en otras galaxias activas. Se ven muy, muy similares a los que vemos en la Vía Láctea. Son mucho mayores en términos de longitud, pero sus propiedades físicas subyacentes son muy similares. Así que no son exclusivos de nuestra propia galaxia, sino que se encuentran también en otros lugares.
Durante los últimos años, estudiaron las propiedades estadísticas de los filamentos, encontrando sorprendentemente, una distribución de filamentos paralela al plano galáctico. Posteriormente descubrieron que todos esos filamentos apuntan radialmente, hacia el centro de la galaxia, lo que dio una pista sobre cómo se pueden haber originado, mientras que los filamentos verticales siguen siendo muy misteriosos.
Es probable que Sgr A*, el agujero negro, tenga un flujo de salida impulsado por un chorro. Nuestra galaxia está un poco inactiva en este momento, pero ese chorro ha estado activo y debería estar todavía ahí desde hace unos seis millones de años.
El viento que genera impulsa hacia afuera cualquier cosa y si tiene una densidad más baja, la alta presión de este flujo de salida lo estirará.
Los filamentos horizontales parecen ser, a su vez, de dos tipos diferentes. Uno está hecho de material similar a los filamentos verticales. Éste tipo se forma cuando el flujo de salida del agujero negro choca contra un filamento vertical, lo corta y lo alinea para que apunte hacia Sgr A*. El otro tipo, probablemente se forma cuando el flujo de salida atraviesa lo que los científicos llaman regiones H II, que son nubes de gas ionizado alrededor de estrellas calientes.
Debido a que el centro de la galaxia tiene muchas estrellas masivas, sus atmósferas podrían verse afectadas por este flujo de salida, extendiéndose y estirándose. Es un mecanismo que esperan probar con observaciones de mayor resolución, que demuestren dónde están conectados estos filamentos y a qué estrella están conectados.
Actualmente hay radiotelescopios con la resolución suficiente y, en algunos casos, el telescopio espacial James Webb también puede hacerlo. Se espera ver una conexión o un vínculo entre los filamentos y las estrellas. Pero se necesita una resolución más alta porque hay tantas estrellas a lo largo de la línea de visión que se confunden y no se puede identificar qué estrella está asociada con un extremo del filamento. Pero si vamos a una resolución mucho más alta, deberíamos poder ver no solo la estrella sino también la atmósfera de la estrella, alargada en la dirección del filamento mismo. Si se puede hacer eso y medir también las velocidades, entonces la hipótesis del «estiramiento» será cierta.
Fuente:
Scientific American, 2 de junio 2023
Tercera circunvalación de Mercurio por Bepi Colombo
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La misión de ESA/JAXA, Bepi Colombo, ha realizado el tercero de seis sobrevuelos de asistencia gravitatoria en Mercurio, tomando imágenes de un cráter de impacto con nombre nuevo, así como curiosidades tectónicas y volcánicas a medida que ajusta su trayectoria para entrar en la órbita final de Mercurio en 2025. El mayor acercamiento tuvo lugar el 19 de junio de 2023, a unos 236 km sobre la superficie del planeta, en el lado nocturno del Mercurio.
Todo funcionó correctamente durante el sobrevuelo y las imágenes de las cámaras de monitorización tomadas durante la fase de aproximación cercana del sobrevuelo se transmitieron a tierra. Si bien el próximo sobrevuelo de Mercurio no es hasta septiembre de 2024, todavía hay desafíos que abordar en el tiempo intermedio: el próximo tramo de propulsión eléctrica solar (SEP) largo está planificado para comenzar a principios de agosto hasta mediados de septiembre. En combinación con los sobrevuelos, los tramos de propulsión eléctrica solar son fundamentales para ayudar a Bepi Colombo a frenar la enorme atracción gravitatoria del Sol antes de que pueda entrar en órbita alrededor de Mercurio.
Durante este encuentro cercano, la cámara de monitorización 3 tomó decenas de imágenes del planeta rocoso. Las imágenes, que proporcionan instantáneas en blanco y negro con una resolución de 1024×1024 píxeles.
Al acercarse al lado nocturno del planeta, algunas características comenzaron a aparecer de las sombras unos 12 minutos después del acercamiento más cercano, cuando Bepi Colombo ya estaba a unos 1.800 km de la superficie. La superficie del planeta se iluminó de una manera más adecuada para la obtención de imágenes a partir de unos 20 minutos después del acercamiento máximo, (a una distancia de unos 3.500 km).
En estas imágenes cercanas, se ven una gran cantidad de características geológicas, incluido un gran cráter de impacto de anillo de pico de 218 km de ancho visible justo debajo y a la derecha de la antena en las dos imágenes más cercanas presentadas aquí acaba de recibir el nombre de Manley por parte del Grupo de Trabajo para la Nomenclatura del Sistema Planetario de la Unión Astronómica Internacional en honor a la artista jamaicana Edna Manley (1900-1987).
Durante nuestra planificación de imágenes para el sobrevuelo, se constató que este gran cráter estaría a la vista, pero aún no tenía nombre. Claramente tenía interés para los científicos de Bepi Colombo en el futuro porque la excavación que presenta ha aflorado un «material de baja reflectancia» oscuro que puede ser remanente de la corteza temprana rica en carbono de Mercurio. Además, el suelo de la cuenca interior ha sido inundado por lava suave, lo que demuestra la prolongada historia de actividad volcánica de Mercurio.
BepiColombo explorará más a fondo desde la órbita la naturaleza del material oscuro (no evidente en estas imágenes del sobrevuelo), asociado con el cráter Manley y otros lugares. Buscará medir cuánto carbono contiene y qué minerales están asociados con él, para saber más sobre la historia geológica de Mercurio.
Otro relieve interesante es uno de los sistemas de empuje geológico más espectaculares de Mercurio, cerca del terminador del planeta, justo en la parte inferior derecha de la antena de la nave espacial. El escarpe, llamado Beagle Rupes, es un ejemplo de uno de los muchos escarpes lobulados de Mercurio, características tectónicas que probablemente se formaron como resultado del enfriamiento y la contracción del planeta, lo que provocó que su superficie se arrugara como una manzana seca.
Beagle Rupes fue visto por primera vez por la misión Messenger de la NASA durante su sobrevuelo inicial del planeta en enero de 2008. Tiene unos 600 km de longitud total y atraviesa un cráter alargado distintivo llamado Sveinsdóttir.
Beagle Rupes limita con una losa de la corteza de Mercurio que ha sido empujada hacia el oeste por al menos 2 km sobre el terreno adyacente. La escarpa se curva hacia atrás en cada extremo con más fuerza que la mayoría de los otros ejemplos en Mercurio.
Además, muchas cuencas de impacto cercanas han sido inundadas por lavas volcánicas, lo que hace de esta una región fascinante para los estudios de seguimiento de Bepi Colombo.
La complejidad de la topografía se muestra claramente, con sombras acentuadas cerca del terminador, lo que brinda una sensación de las alturas y profundidades de las diversas características y aporta nuevos datos sobre las influencias relativas del vulcanismo y el tectonismo que dan forma a esta región.
La compleja interacción entre estos acantilados muestra que, a medida que el planeta se enfriaba y contraía, la corteza superficial se deslizaba y se deslizaba, creando una variedad de características curiosas que se estudiará con más detalle una vez que Bepi Colombo esté en su órbita definitiva.
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Además de las cámaras de imagen, se encendieron y operaron numerosos instrumentos científicos durante el sobrevuelo, detectando el entorno magnético, de plasma y de partículas alrededor de la nave espacial, desde lugares que normalmente no son accesibles durante una misión orbital. La superficie repleta de cráteres de Mercurio registra una historia de 4.600 millones de años de bombardeo de asteroides y cometas, que junto con curiosidades tectónicas y volcánicas únicas ayudarán a los científicos a descifrar los secretos del lugar del planeta en la evolución del Sistema Solar.
Las imágenes tomadas durante este sobrevuelo, las mejores hasta ahora, preparan el escenario para una emocionante misión restante para Bepi Colombo. Con el complemento completo de instrumentos científicos, explorará todos los aspectos del misterioso Mercurio, desde su núcleo hasta los procesos superficiales, el campo magnético y la exosfera.
El próximo sobrevuelo de Mercury de Bepi Colombo tendrá lugar el 5 de septiembre de 2024, pero mientras tanto hay mucho trabajo para mantener ocupados a los equipos. Los dos módulos de la sonda, el Orbitador Planetario de Mercurio liderado por la ESA y el Orbitador Magnetosférico de Mercurio liderado por la JAXA se separarán en órbitas complementarias alrededor del planeta y su misión científica principal comenzará a principios de 2026.
Fuente: Noticia y vídeo de ESA, 20 junio 2023
Evidencia de las primeras estrellas del universo
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La evidencia reveladora reunida por el Telescopio Espacial James Webb sugiere que estamos más cerca que nunca de encontrar las escurridizas estrellas de Población III, las primeras estrellas del universo.
El telescopio espacial James Webb (JWST) se construyó principalmente para transformar nuestra comprensión del universo primitivo. Menos de un año después de su primera luz, ha encontrando galaxias más tempranas en el universo que todas las encontradas con anterioridad.
Sin embargo, el telescopio tiene otro objetivo menos publicitado: sondear esos primeros momentos después del Big Bang hace 13.800 millones de años. Está buscando signos de las primeras estrellas que se encendieron en el universo, las llamadas estrellas de la Población III, bolas gigantescas hechas puramente de hidrógeno y helio que brillaron intensamente para traer la primera luz al cosmos. Han estado en un segundo plano en gran parte porque encontrarlas es muy difícil. Nunca se ha hecho una detección definitiva de tales estrellas, pero sabemos que debieron existir. Ahora, dos nuevos resultados nos acercan más que nunca a su descubrimiento.
En un par de artículos publicados en el servidor de preimpresión arXiv.org, dos equipos de astrónomos informan de signos prometedores de estrellas de Población III. En el primer estudio, dirigido por Roberto Maiolino de la Universidad de Cambridge, los investigadores creen que pueden haber encontrado una bolsa de estrellas de Población III anidadas en las afueras de una galaxia remota.
El segundo estudio, dirigido por Eros Vanzella del Instituto Nacional de Astrofísica de Italia, insinúa que una pequeña galaxia puede estar compuesta, si no de estrellas de Población III per se, de estrellas extremadamente primordiales nacidas en el cosmos temprano.
Una vez que el universo se hubo enfriado y calmado lo suficiente, unos 400.000 años después del Big Bang, se pudieron formar los primeros átomos: hidrógeno y helio. Estos átomos se habrían agrupado en inmensas nubes bajo la gravedad y finalmente habrían formado estrellas de Población III. Sin el obstáculo de la competencia de otras estrellas, estas estrellas pueden haber crecido hasta alcanzar tamaños enormes dentro de estos grupos, al menos cientos o incluso miles de veces más masivas que nuestro Sol.
Este volumen significaba que las estrellas tenían una vida corta, agotando su combustible y explotando como supernovas en unos pocos millones de años. Sin embargo, esas explosiones fueron vitales para el universo. Liberaron elementos más pesados que se habían formado dentro de las estrellas, como el oxígeno y el carbono, que dieron lugar a estrellas de Población II y, más tarde, estrellas de Población I como nuestro Sol e incluso planetas como la Tierra que permitieron el surgimiento de la vida.
Otro estudio sobre Población III publicado en Nature el 15 de junio, explica que las supernovas normales ocurren en estrellas de hasta 50 masas solares y son relativamente brillantes. Por encima de esa masa, el núcleo es tan denso que colapsa rápidamente en un agujero negro en un suceso no muy brillante. Pero una estrella más masiva, por encima de las 150 masas solares, sí puede producir explosiones de gran brillo, las hipernovas, más fácilmente detectables, que se producen por un proceso conocido como inestabilidad de par.
Cuanto más masiva es la estrella, más caliente y denso es el núcleo. Y cuando colapsa, más intensos son los neutrinos y los rayos gamma. Para las estrellas verdaderamente masivas, un fotón de rayos gamma es tan potente que cuando golpea un núcleo puede crear un par electrón-positrón. Estas partículas cargadas interactúan con enorme fuerza con los núcleos circundantes, creando una presión demasiado poderosa para que la gravedad la sostenga. También hacen que se forme una gama diferente de elementos pesados, que es donde entra en juego este estudio en Nature.
Esas vidas cortas de las estrellas de Población III, han hecho que rastrearlas sea difícil, aunque no imposible. Algunas nubes de gas primordial deberían haber persistido durante algún tiempo después del Big Bang, quizás cientos de millones de años. Mientras tanto, el inmenso calor de las estrellas, alrededor de 50.000ºC en su superficie, 10 veces la temperatura de nuestro Sol, debería emitir un indicio revelador de helio que solo podría haberse producido a tales temperaturas.
Sin embargo, debido a que son muy pequeñas desde nuestro punto de vista y probablemente se confunden con las estrellas posteriores de Población II, han sido indetectables para la mayoría de los telescopios, hasta el telescopio espacial James Webb (JWST). Desde la planificación inicial del telescopio en la década de 1980, la atención se centró en las galaxias. Sin embargo, la posibilidad de encontrar estrellas de Población III siempre ha sido una posibilidad tentadora, aunque extremadamente difícil.
Una galaxia promocionada como un anfitrión potencial de estrellas de la Población III antes de JWST, llamada CR7, aparentemente se descartó en 2017. Un resultado más reciente de JWST a principios de este año encontró pistas tentativas en una galaxia distante, pero los resultados siguen sin ser concluyentes.
El equipo de Maiolino usó JWST para observar una galaxia llamada GN-z11 que fue descubierta previamente por el Telescopio Espacial Hubble en 2015. GN-z11 se remonta a solo 400 millones de años después del Big Bang y fue la galaxia más distante conocida hasta que JWST descubrió otras que están más lejos. Separando espectroscópicamente la luz en el borde de la galaxia, encontraron indicios de helio que podrían estar vinculados a pequeños focos de estrellas de Población III en las regiones exteriores de la galaxia.
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Si es correcto, las estrellas del grupo tendrían masas de al menos 500 veces la de nuestro Sol, con una masa total de 600.000 masas solares, lo que explicaría la señal vista por el equipo. Estas podrían provenir de grupos de gas que no se mezclaron completamente con el resto de la galaxia. Otra posibilidad es que la señal proviniera de un agujero negro de colapso directo, un ejemplo de objetos teorizados, nunca antes vistos, decenas de miles de veces la masa de nuestro Sol, que fueron las semillas de agujeros negros supermasivos.
El equipo de Vanzella adopta un enfoque diferente. Usando la masa gravitatoria de un cúmulo de galaxias llamado MACS J0416, detectó lo que parece ser una emisión amplificada unas 500 veces de hidrógeno y una pequeña cantidad de oxígeno de una galaxia muy pequeña y muy remota. Si bien los investigadores no pudieron ver la luz de la galaxia directamente, sus hallazgos sugieren la presencia de dos grupos de estrellas extremadamente pequeños en el universo primitivo, quizás con un total inferior a 10.000 masas solares y vistos unos 800 millones de años después del Big Bang. Esos grupos no parecen estar compuestos únicamente por estrellas de Población III, pero la cantidad de elementos pesados presentes es increíblemente pequeña.
Si bien ninguno de los artículos es una detección definitiva de estrellas de Población III, ambos se encuentran entre nuestras mejores pruebas hasta ahora de su existencia.
Otro resultado publicado en Nature encuentra un indicio de estrellas de Población III más cerca de casa. Los astrónomos estudiaron una estrella en el halo de nuestra galaxia y encontraron que contenía una composición inusual de elementos pesados y tenía una deficiencia de sodio. Esto sugiere que puede haberse formado a partir de las cenizas de una estrella de Población III en una supernova de inestabilidad de pares teórica, que ocurre cuando una estrella entre 140 y 260 veces la masa de nuestro Sol experimenta una explosión termonuclear fuera de control. El equipo estima que la estrella de segunda generación que observaron tiene más de 13 mil millones de años y se formó solo 500 millones de años después del Big Bang, que siguió a la muerte de una estrella de Población III.
Un próximo trabajo, particularmente el de los investigadores que utilizan JWST, nos acercará a ver la luz directamente de las estrellas de Población III. Hannah Übler de la Universidad de Cambridge y Maiolino propusieron con éxito utilizar JWST en su segundo año de ciencia, a partir de julio, para observar siete galaxias en el universo primitivo que parecen tener bajas cantidades de elementos pesados. Otro programa JWST, dirigido por Matthee, buscará nubes de gas “dentro o alrededor de galaxias” en el universo primitivo que carezcan de elementos pesados.
Ver tales grupos de estrellas de Población III puede ser el límite de lo que es posible con JWST, permitiéndonos confirmar la existencia de estas estrellas en épocas particulares del universo y diciéndonos algo sobre los tamaños a los que crecieron. Sin embargo, existe una pequeña posibilidad de que el telescopio pueda resolver estrellas individuales de Población III si son amplificados lo suficiente, tal vez por un cúmulo de galaxias, en futuras observaciones.
Fuentes:
Scientific American, 13 de junio de 2023
Las galaxias en los grandes vacíos del universo crecen más lentamente que el resto
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Las galaxias son los bloques fundamentales de la estructura a gran escala del universo, y dibujan una red en forma de esponja que muestra cúmulos densos, filamentos, muros laminares y regiones muy poco densas, conocidas como vacíos cósmicos.
Estos vacíos constituyen las regiones menos densas del universo, ya que ocupan en torno al 80% de su volumen y contienen solo un 10% de su masa. Un equipo internacional ha publicado en Nature un trabajo que muestra que las galaxias que habitan estos vacíos evolucionan más despacio que el resto.
Estudios previos habían demostrado que las galaxias de los vacíos presentan, en promedio, propiedades que se corresponden con sistemas más jóvenes y menos evolucionados que las galaxias de los filamentos, muros y cúmulos. Sin embargo, nunca se había comprobado observacionalmente que hubiera diferencias evolutivas entre unas y otras. Con ese propósito nació el proyecto CAVITY, encabezado por la Universidad de Granada, desarrollado desde el Observatorio de Calar Alto y en el que participa el Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC).
El equipo de CAVITY ha logrado estimar, por primera vez, la velocidad a la que las galaxias de los vacíos cósmicos forman estrellas a lo largo de su historia, así como el papel que juega la estructura a gran escala del universo en la evolución de las galaxias.
Se trata del primer estudio estadísticamente significativo sobre la evolución de galaxias en las diferentes estructuras a gran escala del universo, con datos de unas diez mil galaxias situadas en vacíos, filamentos, muros, y cúmulos.
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El equipo científico ha podido estimar las edades y masas de las estrellas que componen dichas galaxias y describir su historia de formación estelar, lo que ha revelado que las galaxias de los vacíos evolucionan más despacio que las galaxias de las estructuras más densas. Además, han hallado que las primeras galaxias que se formaron en el universo evolucionaron a la misma velocidad independientemente de la estructura en la que se encuentren ahora.
Sin embargo, hace unos once mil millones de años, cuando el universo tenía 2.800 millones de años, las historias evolutivas de las galaxias comenzaron a divergir, lo que indica que en las primeras etapas del universo la estructura a gran escala podría no haber estado tan definida como para generar diferencias en la evolución de las galaxias que se formaban entonces, pero sí en etapas posteriores.
Esta estructura a gran escala es el resultado de la evolución del universo a partir del Big-Bang, y el estudio de la distribución actual de galaxias y sus propiedades nos permite rebobinar en el tiempo y obtener información sobre las condiciones iniciales del universo. Los investigadores han podido calcular las edades y masas de las estrellas que componen dichas galaxias y describir su historia de formación estelar
La alta densidad de los filamentos y cúmulos acelera y altera las características de las galaxias, pero los vacíos constituyen entornos tranquilos de evolución pausada que pueden aportar luz sobre las condiciones iniciales del universo.
Estos resultados están basados en el análisis de los espectros integrados de la zona central de las galaxias, un área de gran relevancia aunque de tamaño reducido. En Calar Alto están recopilando datos con una resolución espacial que permitirá explorar tanto las propiedades globales como las locales de las galaxias que residen en estos vacíos cósmicos.
Artículo original en Nature (2023): J. Domínguez-Gómez et al. “Galaxies in voids assemble their stars slowly”.
Fuente: Agencia SINC-IAA-CSIC, 30 junio 2023
Una enana blanca cristalizando en diamante
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Las enanas blancas son los restos estelares de estrellas como nuestro Sol. Son objetos extraños y los astrofísicos creen que sus núcleos pueden cristalizarse en enormes diamantes. Pero necesitan encontrar más de estos objetos extraños, y necesitan saber sus edades, para entender cómo y cuándo sucede.
Cuando las estrellas con masas similares a nuestro Sol se quedan sin hidrógeno, la fusión cesa. En ese momento, abandonan la secuencia principal y se convierten en gigantes rojas. Se produce el caos a medida que la pérdida de masa de la estrella debilita su propia gravedad. Las capas exteriores se lanzan al espacio, creando las hermosas nebulosas planetarias que todos hemos visto en las imágenes del telescopio. Estas nebulosas no duran mucho, tal vez 10.000 años.
Pero ese no es el final de la estrella. Lo que queda de la estrella es una enana blanca, un núcleo, resto estelar tan grande como la Tierra y tan masivo como el Sol. Las enanas blancas son grumos densos de materia, en su mayoría degenerada en electrones, que duran cuatrillones de años. A pesar de que las enanas blancas han dejado atrás su vida de fusión, todavía irradian suficiente energía térmica para iluminar las capas gaseosas que expulsan, alimentando las hermosas nebulosas que dejan atrás.
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Una enana blanca puede durar 100 trillones de años, según la teoría. Tardan mucho tiempo en enfriarse y, en algún momento de ese proceso de enfriamiento, pueden formar cristales gigantes en sus núcleos. Los astrofísicos saben cuál es la firma observacional de la cristalización, pero algo no encaja en el tiempo necesario.
El núcleo de una enana blanca es inicialmente un líquido. Con el tiempo, la estrella envejece y se enfría, y el líquido se cristaliza y se vuelve sólido. Cuando eso sucede, hay un aumento en el calor que libera la estrella. Ese calor es una firma, y se predicen distintas secuencias por las que pasan las enanas blancas en el diagrama de Hertzsprung-Russell. Todo eso es teoría, pero faltan mediciones precisas de temperatura y edad para las enanas blancas. Eso impidió que los astrónomos detectaran el fenómeno de cristalización.
En 2018, la nave espacial Gaia de la ESA lanzó su segundo conjunto de datos y agregó más detalles a la sección de la enana blanca del Diagrama HR. Gaia tiene una enorme capacidad para proporcionar mediciones de paralaje precisas para las enanas blancas, algo que históricamente ha sido difícil de obtener. Los nuevos datos mostraron tres caminos evolutivos diferentes para las enanas blancas. Dos de ellos son paralelos, y se entienden bien. Pero el tercero era nuevo y no sigue ningún camino evolutivo para las enanas blancas conocidas. Fue una sorpresa.
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Los caminos A y B representan enanas blancas enfriándose a un ritmo constante, una observación predecible para las enanas blancas que las distingue de otras estrellas. Pero Q muestra la liberación de calor cuando las enanas blancas cristalizan, elevando su temperatura y ralentizando su enfriamiento.
Pero los datos de Gaia son masivos. La segunda publicación de datos de Gaia se basó en más de mil millones de fuentes de luz. Después de su lanzamiento, un equipo de investigación extrajo 260.000 posibles enanas blancas de todo el conjunto de datos. Eso representó un aumento de un orden de magnitud en el número de enanas blancas conocidas, y permitió al equipo caracterizar el proceso de cristalización.
Pero todavía hay una falta de datos sobre el momento de la cristalización. Ahora, un grupo separado de investigadores está buscando más claridad y han encontrado exactamente lo que necesitan para obtener esa claridad: una enana blanca en proceso de cristalización. No solo saben que está cristalizando, sino que también pueden determinar su edad.
Así, han publicado un nuevo artículo en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society titulado «A Crystallizing White Dwarf in a Sirius-Like Quadruple System». El autor principal es Alexander Venner, Ph.D. estudiante en el Centro de Astrofísica de la Universidad del Sur de Queensland. El documento está en el servidor de preimpresión arxiv.org.
La parte crítica de este trabajo es que la enana blanca está en un sistema con otras estrellas de la secuencia principal. Es más fácil encontrar las edades de esas estrellas que para las enanas blancas, por lo que, por extensión, pueden fechar con mayor precisión la enana blanca y la edad en la que cristaliza.
En este trabajo, informan que una enana blanca recientemente descubierta está en un sistema de la estrella triple HD 190412, formando un nuevo sistema similar a Sirio en la vecindad solar. La ubicación de HD 190412 C en el diagrama de masas (M) / temperatura efectiva (Teff) implica que está en proceso de cristalización, lo que la convierte en la primera enana blanca en cristalización confirmada cuya edad total se puede acotar por otros métodos.
La enana blanca está a unos 104 años-luz de distancia y está compuesta principalmente de oxígeno metálico. Tiene tres compañeras estelares y es similar a otra enana blanca cercana, Sirius B. Los investigadores se centran en medir el enfriamiento de la estrella y el retraso causado por la cristalización, para lo que emplean distintos métodos para definir la edad del sistema.
A pesar de lo que pueda parecer, es difícil determinar las edades de las estrellas de la secuencia principal con un alto grado de precisión. Los astrónomos utilizan varios métodos para tratar de limitar sus edades. Uno es el ajuste isocronal, en el que los astrónomos observan la temperatura y la luminosidad de una estrella y las comparan con las isocronas modelo. (Las isócronas son conjuntos de parámetros físicos como la metalicidad y la masa).
El segundo es a través de la cinemática estelar. El seguimiento del movimiento de una estrella a través de su galaxia puede brindar cierta información sobre la edad porque las estrellas más viejas generalmente se mueven más rápido, mientras que las estrellas más jóvenes tienden a moverse más lentamente.
Los astrónomos también usan la abundancia química para determinar la edad de una estrella. El campo magnético de una estrella también puede proporcionar pistas sobre su edad, al menos para algunos tipos de estrellas. Las estrellas similares al Sol pueden experimentar una reducción en la fuerza del campo magnético con el tiempo.
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Ninguno de estos métodos es perfecto, y cada uno obtiene una edad diferente. Pero se pueden usar en combinación para obtener aproximaciones cercanas a la edad de una estrella individual. Dado que la enana blanca está asociada con tres estrellas de secuencia principal, la edad de la enana blanca puede ser acotada, si no definida por completo.
La asociación de HD 190412 C con las estrellas de la secuencia principal HD 190412 AB hace que esta sea la primera enana blanca en cristalización identificada cuya edad total puede ser acotada externamente, y es posible, en principio, detectar empíricamente un retraso en su enfriamiento comparando la edad del modelo de la enana blanca con la edad del sistema.
Según su trabajo, la edad es de 7,3 (+1,9/-1,8) mil millones de años. Pero hay algunas advertencias con ese número. Si bien las edades de las cuatro estrellas son compatibles, los investigadores dicen que sus resultados sugieren que la edad de la enana blanca es una subestimación, probablemente.
El objetivo de los investigadores era probar modelos de enfriamiento de enanas blancas y determinar cuándo se produce la cristalización. La idea es detectar la edad a la que la enana blanca experimenta una anomalía de enfriamiento a medida que cristaliza el núcleo. Desafortunadamente, su estimación de edad es demasiado imprecisa para concretarla por completo, aunque esperan que los esfuerzos futuros para determinar la edad de la enana blanca sean más precisos.
Aunque la edad puede ser imprecisa, hay mucha menos incertidumbre sobre su cristalización. Los investigadores determinaron la masa y la temperatura de la estrella. Su localización en el diagrama HR está con las enanas blancas que experimentan la cristalización del núcleo. Eso la convierte en la primera enana blanca en cristalización confirmada en un sistema similar a Sirio.
El sistema está a solo 32 parsecs de distancia, y los investigadores creen que es probable que haya más sistemas de este tipo. Su trabajo está ayudando a abrir una nueva vía en el estudio de la cristalización de enanas blancas. Los sistemas como este con una enana blanca y estrellas de secuencia principal probablemente sean numerosos, lo que facilitará el estudio de la cristalización de las enanas blancas.
Las enanas blancas son objetos verdaderamente extraños. Después de una vida de miles de millones de años de fusión, se transforman en algo completamente diferente. Pasan de bolas de plasma en llamas a grumos degenerados de carbono que finalmente cristalizan en diamantes que duran períodos de tiempo inimaginablemente largos.
Se necesitan mil billones de años para que una enana blanca cristalice, y dado que el Universo no tiene ni 14 mil millones de años, los astrónomos nunca detectarán una completamente cristalizada. Pero esta investigación elimina parte del misterio al encontrar una que justo comienza a convertirse en un diamante cósmico. Los astrónomos curiosos estudiarán más de estos extraños restos estelares y, algún día, podremos saber exactamente cómo y cuándo puede suceder algo tan extraño.
Fuente: Universe Today, 14 de junio 2023
¿Cuándo explotará Betelgeuse?
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Si los astrónomos tuvieran que adivinar la próxima estrella cercana que se convertiría en supernova en la Vía Láctea, sus apuestas podrían ir a Betelgeuse. La estrella supergigante de color rojo brillante que señala el hombro de Orión se acerca al final de su vida y se encuentra a menos de 1.000 años-luz de la Tierra. Unos estudios predicen que explotará como una supernova relativamente pronto, pero otros instan a la precaución.
Por lo general, los astrónomos sugieren que podría explotar dentro de los próximos 100.000 años, es decir, «pronto» en un marco de tiempo cósmico, no humano. Pero un nuevo estudio, publicado el 1 de junio en arXiv de Hideyuki Saio (Universidad de Tohoku, Japón) y sus colegas, afirma que la estrella podría estar más avanzada en su evolución, y mucho más cerca de explotar, de lo que pensábamos. Sin embargo, otros cuestionan este estudio.
El debate arranca con las pulsaciones de la estrella. Betelgeuse es inestable, «inhala» y «exhala» regularmente, con modulaciones superpuestas. Siguiendo su brillo durante el siglo pasado (gracias en parte a los datos de la Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables AAVSO), los astrónomos han notado cambios en períodos de 2.200 días, 420 días, 230 días y 185 días.
Por lo general, los astrónomos tratan los altibajos de 420 días como la pulsación principal de entrada y salida, con los ciclos más cortos como modulaciones. El período de 2.200 días (o 6 años) generalmente no se considera parte de estos conjuntos sino que se trata como un período secundario largo, una característica de origen desconocido común a un tercio de las estrellas supergigantes.
Si el período de 420 días es el principal, entonces Betelgeuse tendría un diámetro de 800 a 900 veces el del Sol. Situada en el sistema solar, casi alcanzaría la órbita de Júpiter, pero Saio y sus colegas, sin embargo, piensan que eso podría ser una subestimación. Si el ciclo de 2.200 días es el principal, y las demás fueran modulaciones, entonces la estrella sería aún más supergigante, con un diámetro 1.200 veces el del Sol, incluso más ancha que la órbita de Júpiter.
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De acuerdo con su mayor tamaño, la estrella estaría aún más avanzada en su ciclo de vida. Estrellas como Betelgeuse viven rápido y a lo grande. Al igual que el Sol, primero se iluminan al fusionar hidrógeno en helio dentro de sus núcleos, pero rápidamente pasan al helio, fusionándolo en carbono. Luego, el carbono se quema para formar otros elementos más pesados. Alrededor del núcleo, los elementos más livianos se queman en las capas, lo que hace que la estrella se hinche hacia afuera como un globo de plasma caliente.
Saio y sus colegas usan simulaciones por computadora para observar la evolución de las estrellas desde el nacimiento hasta la vejez, luego calculan las pulsaciones que deberían ver en cada etapa. Encuentran que las cuatro pulsaciones, desde el ciclo de 2200 días hasta el ciclo de 185 días, pueden explicarse por una estrella que «respira» en las últimas etapas de la quema de carbono. Después de que el carbono se agote en el núcleo, se espera un colapso del núcleo que conduzca a una explosión de supernova en unas pocas decenas de años.
Es difícil saber cuándo acabará el carbono, porque los períodos de pulsación no cambian mucho en esta última etapa. Este estudio supone que el tiempo hasta el agotamiento del carbono es probablemente unos pocos cientos de años, situando la explosión en unos 1.000 años, en vez de 10.000 o 100.000.
Otros investigadores están expresando sus dudas sobre los nuevos cálculos. Morgan MacLeod (Centro de Astrofísica, Harvard y Smithsonian), un teórico que estudia estrellas pulsantes, dice que los nuevos resultados no encajan con otras observaciones de la estrella. El problema de tomar el ciclo de 2.200 días como parte de la «respiración» de Betelgeuse es que hace que la supergigante sea demasiado gigante.
Betelgeuse es tan grande y está tan cerca que podemos comparar la estimación del tamaño del equipo de Saio con las medidas interferométricas reales de su diámetro. El equipo de Saio cita varias de estas medidas, cada una de las cuales encuentra un tamaño mayor entre 1.000 y 1.500 veces la dimensión del Sol.
Sin embargo, todas estas medidas se toman en longitudes de onda infrarrojas. Las estrellas no son objetos sólidos y las diferentes longitudes de onda penetran a diferentes profundidades. Las observaciones de luz visible, que penetran hasta la superficie visible (o fotosfera), dan un tamaño más pequeño. Los tamaños mencionados en el documento (55 milisegundos de arco) se miden en frecuencia de varias micras y son más grandes que el tamaño de la fotosfera óptica de aproximadamente 42 milisegundos de arco.
La pulsación de 2.200 días, si es radial, también crea otros problemas. Las mediciones espectroscópicas muestran que la superficie de la estrella se expande y contrae a unos 1,5 kilómetros por segundo. Si la estrella está «respirando» a este ritmo durante un lapso de 2.200 días, su diámetro total cambiaría 180 veces el tamaño del Sol en cada ciclo. Incluso para los astrónomos, eso es mucho.
Es más, la pulsación de 2.200 días también afectaría la pulsación de las modulaciones. Así, por ejemplo, el ciclo de 400 días no siempre sería de 400 días. Cuando la estrella se hinche hasta alcanzar su tamaño completo, esta modulación se alargaría; asimismo, cuando la estrella se encoge, se acortaría. Y se esperaría que estos cambios se repitieran sistemáticamente cada ciclo de 2.200 días, y no parece haber evidencia de eso en la curva de luz a largo plazo de Betelegeuse, que varía más aleatoriamente alrededor del ciclo típico de 400 días.
Aunque la interpretación presentada por Saio y sus colegas no se descarta en absoluto, hay algunas incógnitas potenciales que plantea, que, a primera vista, parecen estar en contra de lo que indican los datos.
Fuente: Sky and Telescope, 9 junio 2023
¿Cuánta masa tiene la Vía Láctea?
Pesar una galaxia es un desafío astronómico, especialmente si es la galaxia a la que perteneces. Resulta que hay varias formas de controlar la masa de la Vía Láctea, y un estudio reciente resume estos métodos para presentar el mejor valor.
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Un método consiste en observar el movimiento de las estrellas en la galaxia. La mayoría de las estrellas de la Vía Láctea siguen un camino aproximadamente circular alrededor del centro galáctico. Así como los planetas giran alrededor del Sol, las estrellas giran alrededor de la galaxia. Dado que la gravedad es la fuerza que mantiene a las estrellas en su órbita, se puede usar la velocidad y la distancia de una estrella desde el centro para determinar la masa dentro de su órbita. No todas las estrellas tienen órbitas circulares, pero en promedio las tienen. Por lo tanto, se puede trazar la velocidad frente a la distancia desde el centro de las estrellas conocidas y obtener lo que se conoce como la curva de rotación. Las mediciones de esta curva en la Vía Láctea y otras galaxias fueron la primera evidencia de que las galaxias tenían mucha más masa de la que podían explicar las estrellas visibles, lo que llevó a la idea de la materia oscura.
Uno de los problemas con el método de la curva de rotación es que solo podemos medir estrellas a cierta distancia. Ahora sabemos que la mayor parte de la masa de nuestra galaxia no está concentrada en el centro, sino que se extiende hacia afuera en un halo galáctico. Podemos estimar la masa del halo a partir de la curva de rotación, pero también podemos observar el movimiento de los cúmulos globulares.
Los cúmulos globulares son cúmulos densos y brillantes de estrellas. Dado que las estrellas dentro de un cúmulo globular están unidas gravitacionalmente, estos cúmulos se mueven alrededor de la galaxia como un solo objeto. Se encuentran en una esfera que rodea la Vía Láctea, por lo que medir su movimiento nos ayuda a medir la masa del halo galáctico.
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Para medir la región exterior del halo galáctico, podemos observar el movimiento de las galaxias satélite, como las Nubes de Magallanes. Hay alrededor de 60 galaxias pequeñas dentro de aproximadamente 1,4 millones de años-luz de la Vía Láctea. No todos ellas están en órbita alrededor de nuestra galaxia, pero muchas de ellas sí. Dado que se encuentran fuera de nuestro halo galáctico, sus movimientos orbitales están determinados por toda la masa de nuestra galaxia. El único inconveniente de este enfoque es que, con solo unas pocas docenas de galaxias en órbita, el resultado no es particularmente preciso.
Todos estos enfoques calculan la masa de la Vía Láctea a partir del movimiento orbital. Hay algunos métodos que no dependen del movimiento orbital. Uno de ellos es observar las corrientes de marea de las galaxias enanas. En la historia de nuestra galaxia, hay algunos cúmulos globulares y galaxias enanas que se desviaron pasando demasiado cerca de la región central de la Vía Láctea y fueron destrozadas por las fuerzas de marea. Los restos de estas galaxias forman una corriente de estrellas, como la corriente de Sagitario. Calculando el movimiento de estas corrientes podemos estimar la masa galáctica.
Otro enfoque es observar las estrellas que abandonan nuestra galaxia. Ocasionalmente, una estrella tendrá un encuentro cercano con otra estrella y ganará suficiente velocidad para escapar de nuestra galaxia. Dado que la velocidad de escape depende de la masa galáctica, una medida estadística de las estrellas que escapan da una masa para la galaxia.
Finalmente, podemos mirar el grupo local de galaxias. Esto incluye la galaxia de Andrómeda y sus galaxias satélite. Nuestro grupo local está gravitacionalmente aislado de los cúmulos de galaxias más distantes, por lo que mirar el estado de equilibrio del grupo local nos da una idea de su masa total y la masa de la Vía Láctea.
Cada uno de estos enfoques tiene sus propias ventajas y niveles de precisión. Ninguno de ellos tiene la última palabra por sí solo. En este último trabajo, el equipo tomó un promedio estadístico de varios métodos y derivó lo que podríamos llamar el mejor valor para la masa de nuestra galaxia. El valor que determinaron fue un billón de masas solares, con un error de ± unos cientos de miles de millones de masas solares.
Artículo original: Bobylev, Vadim V. y Bajkova, Anisa T. «Revisión de las estimaciones actuales de la masa de la galaxia». preimpresión de arXiv arXiv:2305.18408 (2023).
Fuente: Universe Today, 1 de junio de 2023
Las ondas magnéticas explican las altas temperaturas de la corona solar
El descubrimiento, en el que han participado investigadores del Instituto Astrofísico de Canarias y de la Universidad de La Laguna, podría explicar por qué las capas solares externas están más calientes que su superficie, a pesar de estar más lejos de la fuente de calor.
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Investigadores del Instituto Astrofísico de Canarias (IAC) y de la Universidad de La Laguna (ULL) han participado en un estudio internacional que ha descubierto ondas magnéticas en las manchas solares con un flujo de energía tan elevado que podrían mantener la atmósfera del Sol a millones de grados. El hallazgo añade una nueva pieza que faltaba en el rompecabezas de por qué las capas externas del Sol están más calientes que su superficie pese a estar más lejos de la fuente de calor. Los resultados se publican en la revista Nature Astronomy.
El Sol brilla gracias a la fusión nuclear del hidrógeno en su núcleo, donde la temperatura alcanza los 16.000.000°C. En la superficie visible (o fotosfera) del Sol, la temperatura desciende a unos 5.000°C. Es intuitivo que el gas de hidrógeno situado más lejos de su núcleo sea más frío. Sin embargo, la corona solar, que está más alejada del núcleo que la fotosfera, alcanza temperaturas de millones de grados. Ninguna teoría ha podido explicar esta paradoja, conocida como el problema del calentamiento coronal, que desafía a la comunidad científica desde hace un siglo.
Utilizando el telescopio solar Goode de 1,6 m del Observatorio Solar Big Bear (California, EE.UU), un equipo científico internacional detectó oscilaciones en elementos oscuros de una gran mancha solar, que constituye la estructura más fría del Sol. Estos oscurecimientos son fibrillas de plasma alineadas con un fuerte campo magnético de alta intensidad en la mancha solar.
Estos filamentos oscilan transversalmente, lo que significa que se trata de ondas magnetohidrodinámicas (MHD) transversales y que son capaces de arrastrar las líneas del campo magnético para moverse lateralmente, proporcionando un flujo de energía muy elevado.
El equipo científico ha desarrollado un modelo matemático de las ondas transversales rápidas en las manchas solares y ha calculado que el flujo de energía es entre 1.000 y 10.000 veces mayor que la energía que se desprende en el plasma de la región activa, lo que sería suficiente para mantener la atmósfera del Sol a millones de grados de temperatura.
En el estudio se estimaron los parámetros del plasma aplicando a las observaciones un código de inversión desarrollado en el IAC. Además de este resultado científico, el estudio aporta datos de alta resolución espacial del área más oscura de la mancha solar o umbra, así como la dinámica de ondas de alta energía en sus fibrillas de plasma. La investigación proporciona así una visión inédita de la región de plasma fuertemente magnetizado del Sol y desempeña un papel destacado en la resolución del problema del calentamiento coronal.
La comunidad de física solar planea realizar más investigaciones utilizando los telescopios solares de última generación que estarán disponibles en los próximos años, tales como el Telescopio Solar Europeo (EST), que está previsto que se instale en el Observatorio del Roque de los Muchachos, en La Palma.
Fuente: IAC, 26 mayo 2023
Este artículo ha sido escrito por Juan Antonio Bernedo.
9 Comentarios
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miércoles 6 septiembre, 2023 @ 10:55 am
Clarificar que, desafortunadamente, España no se ha unido al Programa Artemis, entendiéndose éste como el proyecto tecnológico de llevar hombres a la Luna y más allá. Es decir, lo que se ha firmado no significa colaboración ni científica ni tecnológica directa de España y sus empresas en la Misión Artemis para colocar hombres en la Luna.
Lo que España ha firmado es algo mucho más prosaico, son los Acuerdos Artemis (Artemis Accords) que implican la adhesión de España a un “marco jurídico-ético” sobre la exploración espacial, lo que llaman “Principios para un futuro seguro, pacífico y próspero” y “el compromiso de Estados Unidos y las naciones signatarias de usar las mejores prácticas y normas de comportamiento responsable que la NASA y sus socios apoyan, incluida la divulgación pública de datos científicos”
Podéis encontrar una copia de los Acuerdos Artemis en español en este enlace:
https://www.nasa.gov/specials/artemis-accords/img/Translated-Versions-of-the-Accords.pdf
Saludos.
miércoles 6 septiembre, 2023 @ 11:37 pm
Del enlace que compartes, Albert, me ha llamado la atención el apartado de legislación ultraterrestre, supongo que con el propósito de regular con cierta equidad (o, al menos, apariencia de equidad) el espacio que nos rodea para que no pase como con Amazon o Shein, y se lo acabe quedando todo Ellon Musk. No lo descarto.
Un abrazo en este nuevo arranque.
martes 26 septiembre, 2023 @ 11:26 pm
Me ha encantado la foto del IceCube con la aurora austral y la «bella desolación» que destila este continente helado, absolutamente inhóspito para los humanos. Pero quizá por esa grandeza que Carl Sagan otorgaba al ser humano, tenemos a una centena de científicos iluminando la Tierra desde la completa oscuridad del invierno polar y a -60/-80 grados celsius de temperatura, capaz de matar a un adulto con solo unos segundos de exposición.
Mucha grandeza también en los integrantes de la expedición de Scott y esa historia tan conmovedora de amistad: no hubo Dios, ni hubo Reina, pero tampoco quisieron dejar abandonado a su compañero:
https://www.youtube.com/watch?v=niPd_SEiFRA
Muchas gracias por la inspiración, querido amigo Bernedo.
miércoles 27 septiembre, 2023 @ 1:12 pm
IceCube está ubicado a tan solo ~600 metros del polo sur geográfico. En el mismo polo sur, está la «Estación del Polo Sur Admunsen-Scott»
En ella encontramos importantes instrumentos de observación astronómica, como el Radiotelescopio del Polo Sur de 10 metros de diámetro de antena y las antenas BICEP1, BICEP2, BICEP3 y Keck Array que estudian el fondo cósmico de microondas.
Recordad el fiasco de BICEP2 en 2014, cuando publicaron que habían detectado los «modos B primordiales» de polarización en el fondo cósmico de microondas y al final resultó que el descubrimiento no era tal porque la señal estaba contaminada por el polvo de nuestra galaxia.
El líder de BICEP2, Brian Keating publicó un libro con el amargo título de «Perdiendo el Premio Nobel» (Losing the Nobel Prize) en el que cuenta cuenta la historia interna del fascinante descubrimiento de BICEP2 y el drama científico que siguió. En el libro, él argumenta provocadoramente que el Premio Nobel, en lugar de hacer avanzar el progreso científico, en realidad puede obstaculizarlo, fomentando la velocidad y la codicia mientras penaliza la colaboración y la innovación audaz. En una cuidadosa reevaluación de los deseos de Alfred Nobel, Keating ofrece soluciones prácticas para reformar el premio.
El aeródromo del polo sur se llama «pista de esquí Jack F. Paulus» (Jack F. Paulus Skiway) y solo está operativo 5 mese al año, desde Octubre hasta Febrero. Durante los otros 7 meses, el personal que trabaja en estas instalaciones de ciencia, está aislado del mundo.
Saludos.
viernes 29 septiembre, 2023 @ 4:55 pm
Es lo más parecido que tenemos a lo que podría ser en el futuro, una base habitada en la Luna. Hay vídeos en Internet que ofrecen una visita a la Estación Amundsen-Scott, pero el que quiero poner es el siguiente: hace la demostración de abrir la puerta exterior y…
https://www.youtube.com/watch?v=qz2SeEzxMuE
…Por poco no lo cuenta.
En cuanto a que el darwinismo esté presente también en los Premios Nobel, como denuncia Brian Keating, es una cuestión trascendental a todos los niveles. Pero, ¿DEBEMOS GOBERNARNOS SIGUIENDO LAS LEYES DEL DARWINISMO?
La respuesta que voy a ofrecer, con intención de que sorprenda, es la de un gran estilete del neodarwinismo, Richard Dawkins. Pero la respuesta de Dawkins es que NO debemos regirnos únicamente por las leyes del neodarwinismo. Opinión que respaldo.
He visto anunciar a todo bombo la nueva peli de Dicaprio y parece que trata de eso mismo, de cuando llega el momento en que uno tiene que elegir entre el amor y el miedo, entre seguir siendo un esclavo lameculos o convertirse en un Quijote débil y viejo, pero libre y lleno de valor. ¿Quién queremos ser?
And the answer is always blowing in the wind. Un millón de gracias, querido amigo Albert.
lunes 2 octubre, 2023 @ 2:27 am
Como ahora no hay noticias abiertas en la sección de Medio Ambiente, voy a publicar un extracto de una noticia publicada en Greenpeace basándose en lo datos del último informe IPCC:
Con un calentamiento de 1,2 °C, muchos ecosistemas estarán en alto riesgo de desaparecer, debido a la mortalidad masiva de árboles, el blanqueo de arrecifes de coral, una gran disminución de especies dependientes del hielo marino y eventos de mortalidad masiva por olas de calor.
Con solo 1,5 °C, hasta el 14 % de las especies que viven en ecosistemas terrestres se enfrentarán a un riesgo muy alto de extinción.
Alcanzar 1,5 °C traerá más y peores extremos de calor y condiciones peligrosas de calor y humedad, lluvias extremas e inundaciones asociadas, ciclones tropicales, incendios forestales y eventos extremos del nivel del mar.
Entre 1,5 °C y 2,5 °C, los riesgos asociados con eventos singulares a gran escala o puntos de inflexión, como la inestabilidad de la capa de hielo o la pérdida de ecosistemas de los bosques tropicales, pasan a estar en alto riesgo.
Con un calentamiento de aproximadamente 1,9°C, la mitad de la población humana podría estar expuesta a períodos con condiciones climáticas potencialmente mortales derivadas de los impactos combinados del calor y de la humedad extremos (olas de frío, de calor, sequías e inundaciones) en el año 2100.
Con un calentamiento de entre 2 °C y 3 °C, las capas de hielo de Groenlandia y la Antártida occidental se perderán casi por completo y de manera irreversible.
lunes 2 octubre, 2023 @ 4:30 am
También me gustaría responder a lo que publicó el amigo David al final de una de las últimas noticias publicadas «¿Existen estrellas oscuras?»:
https://neofronteras.com/?p=8082#comments
La pataleta es decir que la Ciencia denigra al ser humano, mientras la postura científica y madura, es admitir que nos va poniendo en nuestro sitio e ir llegando a conclusiones similares a las de Carl Sagan: que tenemos que ayudarnos para sobrevivir y prosperar en ese Universo tan enorme como descorazonado.
Pero la ceguera del creyente es muy difícil de revertir. ¿Ensalza al ser humano un Dios tan cruel como Stalin o Hitler?
https://www.ateoyagnostico.com/analisis-biblico/personas-asesinadas-por-dios-en-la-biblia-tabla-con-la-lista-completa-y-la-estimacion-total/
Una abrazo, querido David.
martes 3 octubre, 2023 @ 11:03 am
Ciertamente lamento comentar esto, tan ajeno al artículo, pero seré breve: Recomiendo la lectura de «La Biblia desenterrada», muy serio estudio arqueológico de los más relevantes eventos narrados en la Biblia. En resumen, el universal libro, no alienta verdad en ningún momento. Es todo más falso que un duro de madera. Y prefiero no seguir porque me propuse ser breve y ya me estoy pasando.
miércoles 4 octubre, 2023 @ 5:07 am
Tiene publicadas en su blog, Las Guías Asimov para la Biblia, un artículo sobre la Biblia de Jeffersson (el tercer presidente de EEUU) que escribió una versión en la que omitía el Antiguo Testamento y artículos refutando al judaísmo, el budismo, el islamismo, etc. Pero no he encontrado hasta ahora referencias sobre la B. desenterrada.