NeoFronteras

Una vez más Juan Antonio Bernedo nos envía un artículo con la actualidad astronómica de los últimos tres meses. Muchas de ellas no han sido cubiertas por NeoFronteras en el pasado.

Una buena noticia es que el Proyecto Virgo ha sido renovado y ya está funcionando.

Este interferómetro en forma de “L”, de 3km de longitud brazo, instalado en Italia puede llegar a alcanzar una sensibilidad sólo un poco menor que los instrumentos LIGO estadounidenses, aunque algo menor. Este interferómetro se añade a los existentes será complementario de los anteriores y mejora la capacidad de detección de ondas gravitacionales.

A continuación, presentamos un artículo que nos recomienda Nicolás Cardiel, Doctor en Astrofísica y profesor en la Universidad Complutense y colaborador de NeoFronteras. Trata sobre el intento de mayor magnitud, para medir las velocidades de las galaxias que nos rodean, para estudiar cómo fluyen y qué determina sus movimientos. El estudio, basado en el movimiento de 8.000 galaxias cubre un espacio de más de 1.700 millones de años-luz.




El «Gran Repulsor», parte del gran dipolo gravitatorio que nos acelera

En un importante y sorprendente estudio publicado en Nature Astronomy, nuestro Grupo Local galáctico se mueve a una velocidad de 631 ± 20 km/s respecto al fondo cósmico de microondas. El artículo atribuye gran parte de esa cifra a la existencia de un gran vacío intergaláctico detrás de nosotros que actúa como «repulsor» gravitacional (bautizado «Repulsor del Dipolo”). Nuestro Grupo Local se mueve en la dirección del Gran Atractor, que se encuentra a 150 millones de años-luz de distancia, dentro del Supercúmulo de Laniakea. Pero su atracción no es suficiente para explicar esa velocidad. Más allá de Laniakea, a 600 millones de años-luz frente a nosotros, está el Atractor de Shapley, pero tampoco su masa es suficiente.

La teoría más aceptada hasta ahora decía que el supercúmulo de Shapley, la mayor concentración de galaxias en el universo cercano, nos atrae con su empuje gravitatorio, acelerando a la Vía Láctea hasta esa vertiginosa velocidad. Pero esa propuesta no cuadraba con las observaciones del movimiento y la trayectoria del grupo local, el cúmulo de galaxias que engloba a Andrómeda y la Vía Láctea, nuestro diminuto vecindario en la inmensidad del universo.

Una vista de un corte del universo, donde se aprecian tres elementos de los flujos de galaxias: El campo de velocidades se refleja con líneas de flujo. Los glóbulos rojizos (en la imagen en color) son los nodos, y las grises, los filamentos. La longitud de las flechas es proporcional a velocidad en cada punto. Las zonas en verde, son las superficies equipotenciales del Atractor de Shapley y las amarillentas son las del Repulsor del Dipolo, que dominan el flujo. La flecha tenue en amarillo, en el centro, que se inicia en nuestra posición, muestra la dirección del dipolo de la Radiación de Fondo de Microondas. Como se aprecia en el gráfico, no se puede explicar la dirección de los movimientos, ni su magnitud, mediante solo un polo de atracción o repulsión. Fuente: Nature

El nuevo estudio publicado el 30 de enero de 2017, apunta a un segundo culpable: Se trata de una enorme región del universo que está a unos 500 millones de años-luz y que, en términos cosmológicos, está vacía. Hasta ahora solo existían pequeños indicios de este vacío y nadie había conseguido cuantificar sus efectos o localizarlo.

El uso de grandes telescopios, entre ellos el Hubble, ha permitido al astrofísico Yehuda Hoffman, de la Universidad de Jerusalén, y al resto de su equipo, junto a colegas en EE.UU. y Francia, diseñar un mapa tridimensional del campo de flujo de las galaxias. Estos flujos son los responsables directos de la distribución de la materia, llevándola hacia regiones con gran concentración de masa y alejándola de áreas relativamente vacías.

Así, analizaron velocidades particulares, aquéllas que son mayores que la de expansión del universo, de galaxias vecinas de la Vía Láctea y las combinaron con un riguroso análisis estadístico de sus propiedades. De esta manera, fueron capaces de examinar la distribución de masa subyacente, que está formada por materia oscura y galaxias luminosas, en las regiones de alta densidad que ejercen atracción y en la de baja densidad que empujan.

Con esos datos, el equipo ha realizado una simulación en tres dimensiones del movimiento de la Vía Láctea por el universo cercano. Se han basado en observaciones de la velocidad de 8.000 galaxias, hechas con el telescopio espacial Hubble y otros instrumentos. Los resultados confirman la existencia de esa región con una baja densidad de estrellas y galaxias que «repele» a la Vía Láctea justo en la dirección del supercúmulo de Shapley, que a su vez la atrae con la masa de sus miles de galaxias. La suma de ambas fuerzas, de potencia similar, o más bien con un predominio del la del repulsor sobre la del atractor, hace que la Vía Láctea viaje a esos dos millones de kilómetros por hora, respecto al fondo de radiación cósmica de microondas generada tras el Big Bang.

El universo se expande a una velocidad definida por la constante de Hubble. Si se resta esa aceleración, el efecto neto de la nueva región descubierta sobre la Vía Láctea es de repulsión. Este vacío, bautizado como Repulsor del Dipolo, aporta la otra mitad de la historia para explicar al completo el movimiento de la galaxia tal como lo observamos.

El nuevo mapa muestra cómo el «atractor» y el «repulsor» influyen en el área del universo de más de 500 millones de años-luz que contiene otras grandes concentraciones de materia como el supercúmulo de Perseo-Piscis, el cúmulo de Hércules, el “Gran Atractor”, la constelación de Lepus y “Laniakea”, nuestro supercúmulo local. Esta es la mayor reconstrucción del universo local que se ha realizado hasta ahora.

La nueva región del universo descrita en el estudio no está realmente vacía, pero sí tiene menos estrellas y galaxias de lo normal y, por lo tanto, es mucho menos densa que las agrupaciones de cúmulos galácticos. El equipo de Hoffman espera que en el futuro se consiga observar la luz de estrellas en esta región.

En este gráfico, entre otros datos, se muestran con círculos las proyecciones sobre la esfera celeste de los polos de la Radiación Cósmica de Microondas (CMB, ápex hacia el que nos dirigimos y -CMB, antiápex del que provenimos); y las posiciones del Atractor de Shapley y del Repulsor del Dipolo. Se observa que el Atractor y Repulsor no están en direcciones opuestas del cielo, sino bastante asimétricos, por lo que nuestra dirección no coincide con la línea que los une. También se aprecia que el Repulsor está más cerca del polo negativo del Fondo Cósmico de Microondas (-CMB), es decir, está más alineado con nuestro movimiento general, lo que apoya la teoría de que la contribución del repulsor es mayor que la del atractor de Shapley. Fuente: Nature

El esquema general es complejo en cuanto a los flujos, y no puede ser explicado con un modelo sencillo, sin embargo, ha permitido identificar las estructuras más importantes que lo conforman. Anteriormente se había sospechado de la existencia del Repulsor, cuando se vio que la dirección de nuestro movimiento no era hacia el Atractor, pero es la primera vez que se identifica el punto de origen de la repulsión.

Para ello, el equipo de astrónomos presenta todos los datos en Nature, incluyendo el método de análisis estadístico de esfuerzos tangenciales y laterales de los distintos elementos, filtrados Wiener y los algoritmos de reconstrucción del campo de velocidades, así como los márgenes de error esperados.

El equipo investigador explica que las características observadas para la Vía Láctea no tienen nada de especial en un universo que contiene unos dos billones de galaxias. Su comportamiento parece muy común y encaja perfectamente con el modelo estándar de la cosmología, que describe la estructura y evolución del universo a partir del Big Bang. Ese equipo resume su estudio así: Copérnico tenía razón, no hay nada que nos haga especiales dentro del universo.

NOTA del «KIOSCO»: Hemos traducido como «Repulsor del Dipolo» en lugar de «Repulsor de Dipolo» que es como figura en revistas y periódicos porque la expresión «Dipole Repeller» del artículo original se refiere a la parte repulsora del dipolo (atractor Shapley- Repulsor) y no a un repulsor de tipo dipolo.
OTRA NOTA: hemos usado «Repulsor» como traducción de «Repeller», como mejor opción, aunque esta palabra no es admitida por la Real Academia Española de la Lengua.

Fuente:
artículo en Nature ASTRONOMY 1, 0036 (2017) | DOI: 10.1038/s41550-016-0036, del 30 de enero de 2017




Descubierto sistema solar con «Tierras» a 40 años-luz
Un equipo internacional de astrónomos ha descubierto un nuevo sistema solar con siete planetas del tamaño de la Tierra. Está a unos 40 años-luz de nosotros, en torno a una estrella tenue y fría de tipo “enana roja”. En la Vía Láctea, esta clase de astros son mucho más abundantes que las estrellas como el Sol y, recientemente, se han convertido en el lugar predilecto para buscar gemelos terrestres que pudieran albergar vida. La cuestión ya, no es si encontraremos un planeta como la Tierra, sino cuándo.

Gráfico ilustrativo del sistema descubierto, mostrando los planetas e, f y g situados en la zona de habitabilidad. NASA/JPL-Caltech/EPV

El nuevo sistema solar orbita en torno a Trappist-1, un astro del tamaño de Júpiter ubicado en la constelación de Acuario. El año pasado, un equipo internacional de astrónomos halló tres planetas orbitando en torno a este astro, con tan solo un 8% de la masa del Sol. En un nuevo estudio publicado en la revista Nature, el mismo equipo confirma la existencia de esos tres mundos y anuncia otros cuatro. Todos tienen un tamaño similar a la Tierra, pero están mucho más cerca de su débil estrella, lo que les permitiría contar con agua líquida, condición esencial para la vida. Se trata del sistema solar con más planetas del tamaño de la Tierra y con posibilidades de contener agua, que se ha hallado hasta la fecha, según un comunicado del Observatorio Europeo Austral (ESO).

En febrero, marzo y en el periodo de mayo a septiembre de 2016, los astrónomos usaron, además del telescopio espacial Spitzer de la NASA, telescopios terrestres TRAPPIST-Norte en Marruecos; TRAPPIST–Sur en el Observatorio La Silla de ESO (Chile); HAWK-I , instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO (Chile); el telescopio de 3,8 metros UKIRT (Hawai); el telescopio Liverpool de 2 metros y el telescopio William Herschel de 4 metros, en la isla canaria de La Palma (España); y el telescopio de 1 metro SAAO (Sudáfrica).

Con ellos pudieron captar las minúsculas fluctuaciones en la luz del astro que se producen cuando los planetas pasan frente a su estrella. Las observaciones confirman la existencia de seis planetas, Trappist-1 b, c, d, e, f y g, según su proximidad decreciente al astro, y sugieren la existencia de un séptimo, h, aún no confirmado. Los seis planetas confirmados parecen ser rocosos, como la Tierra, Marte, Venus y Mercurio, aunque algunos podrían ser mucho menos densos. Trappist-1 y sus mundos se parecen mucho a Júpiter y a sus lunas heladas Io, Europa, Ganímedes y Calisto, algunas también candidatas a albergar vida.

Es un sistema planetario excepcional, no solo por la cantidad de planetas, sino porque su tamaño es sorprendentemente similar al de la Tierra. El planeta más cercano a su sol tarda un día en completar una órbita, y el más alejado, 12 días. Los tres primeros están demasiado cerca de la estrella, por lo que probablemente tienen climas demasiado abrasadores como para que el agua no se evapore de su superficie, según los modelos climáticos usados por los astrónomos. Es probable que h, con un tamaño más parecido al de Venus o Marte, sea un mundo helado por su lejanía a la estrella. Los tres planetas restantes están dentro de la llamada “zona habitable” y pueden albergar océanos, según el Observatorio Europeo del hemisferio Sur (ESO). Lo más importante de este descubrimiento es que puede permitir observar por primera vez la atmósfera de uno de estos planetas.

Aunque no se pueden ver a simple vista desde la Tierra, tres de cada cuatro estrellas en nuestra galaxia son enanas rojas, así que es posible que descubrimientos como el de hoy se conviertan en la norma. El nombre de la estrella responde al acrónimo de “Telescopio Pequeño para Planetas en Tránsito y Planetesimales” (Trappist), un sistema de dos observatorios robóticos de la Universidad de Lieja (Bélgica) que está rastreando las 60 estrellas enanas frías más cercanas a la Tierra en busca de tránsitos de planetas habitables. Se calcula que por cada planeta que se consigue detectar con este método, hay entre 20 y 100 veces más planetas que no producen tránsitos.

Por eso este hallazgo debe ser un recordatorio a los terrícolas de que no hay razones objetivas para sentirse especiales. Encontrar siete planetas en una muestra tan pequeña sugiere que el Sistema Solar con sus cuatro planetas rocosos puede que no sea nada fuera de lo normal.

¿Pueden estos planetas alojar vida? Imposible saberlo por ahora, pero una cosa es segura: en unos cuantos miles de millones de años, cuando el Sol haya agotado su combustible y el Sistema Solar deje de existir, Trappist-1 seguirá siendo una estrella en su infancia. Consume hidrógeno tan despacio que seguirá viva unos 10 billones de años, 700 veces más que la edad actual del Universo y, posiblemente, el tiempo suficiente como para que la vida evolucione en ellos. En cualquier caso, cualquier especulación es prematura: ni siquiera sabemos todavía si contienen agua líquida.

Este esquema compara los tamaños de los planetas descubiertos recientemente alrededor de la débil estrella roja TRAPPIST-1 (centro) con las lunas galileanas de Júpiter (arriba) y el interior del Sistema Solar (abajo). Todos los planetas encontrados alrededor de TRAPPIST-1 son de tamaño similar a la Tierra. Fuente: ESO/O.Furtak

El nuevo sistema solar descubierto en Trappist-1 es extraordinariamente compacto y ordenado. Sus planetas están en un mismo plano, como sucede en el Sistema Solar. Además sus órbitas siguen un ritmo periódico y el tiempo que tardan en completarlas puede expresarse en fracciones sencillas, por ejemplo: 8/5 para los planetas c y b, o 5/3 para d y c. Cada planeta influye con su gravedad en la órbita del que tiene más cercano (resonancias).

Estas pequeñas distorsiones han servido para calcular la masa de los seis planetas confirmados y apunta a que, en su origen, se formaron lejos de la estrella y después migraron hacia ella. Esto podría significar una forma alternativa de crear planetas rocosos que no se parece a la que conocemos en el Sistema Solar. En las lunas de Júpiter, esas distorsiones hacen que las lunas conserven calor interno y tengan volcanismo, como Io, o posibles océanos, como Europa. En 2013 se descubrió un sistema de seis planetas, tres de ellos habitables, en torno a Gliese 667C, a 22 años-luz de la Tierra, aunque solo dos de ellos están confirmados al 100%. Lo que hace único al descubrimiento presentado hoy es que al menos seis de sus planetas transitan frente a su estrella, lo que permitirá analizar su atmósfera, si es que la tienen.

Recopilado de:
Artículo en Nature, 22 febrero 2017

Comunicado científico de ESO: eso1706es, 22 febrero 2017

Comunicado de NASA de 22 febrero 2017




Explosión superluminosa explicada

Hasta hace poco, se creía que un punto de luz en una galaxia lejana extraordinariamente luminoso, ASAAAN-15lh, era la supernova más brillante jamás vista. Ahora, nuevas observaciones de varios observatorios, incluyendo ESO, han puesto en duda esta clasificación. En su lugar, un grupo de astrónomos propone que la fuente fue un evento más extremo y muy excepcional: un agujero negro en veloz rotación destrozando a una estrella que pasó demasiado cerca.

En el año 2015, el sondeo ASAS-SN (All Sky Automated Survey for SuperNovae, un sondeo automatizado de todo el cielo en busca de supernovas) detectó un evento, bautizado como ASASSN-15lh, que se registró como la supernova más brillante jamás vista. Fue clasificada como supernova superluminosa, la explosión de una estrella extremadamente masiva al final de su vida. Era dos veces más brillante que la anterior poseedora del récord y, en su apogeo, era 20 veces más brillante que la luz total de la Vía Láctea entera. Está situada a unos 4.000 millones años-luz de la Tierra.

Un equipo internacional, observó la fuente durante 10 meses y ha llegado a la conclusión de que los datos no encajan con una supernova extraordinariamente brillante. Los resultados indican que el evento fue causado, probablemente, por un agujero negro supermasivo que gira a mucha velocidad a medida que destruye una estrella de baja masa.

En este escenario, las fuerzas gravitatorias extremas de un agujero negro supermasivo, situado en el centro de la galaxia anfitriona, han destrozado una estrella similar a nuestro Sol, que se hallaba demasiado cerca (un evento denominado “evento de disrupción de marea” que hasta ahora solo se ha observado unas diez veces). En el proceso, la estrella fue «espaguetificada» y los choques entre los restos y el calor generado por la acreción desencadenaron una explosión de luz. Esto dio al evento la apariencia de una explosión de supernova muy brillante, a pesar de que la estrella no se habría convertido en una supernova por sí misma dado que no tenía suficiente masa.

El equipo basa sus nuevas conclusiones en observaciones llevadas a cabo con una selección de telescopios, tanto en tierra como en el espacio. Entre ellos está el VLT (Very Large Telescope) en el Observatorio Paranal de ESO; el telescopio NTT (New Technology Telescope) en el Observatorio La Silla de ESO; el Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA, el Telescopio Swift de la NASA, el LCOGT (Las Cumbres Observatory Global Telescope), el conjunto Australia Telescope Compact Array, el satélite XMM-Newton de la ESA, el espectrógrafo de amplio campo WiFeS (Wide-Field Spectrograph) y el Telescopio de Magallanes. Las observaciones con el NTT se realizaron como parte del sondeo PESSTO de ESO (Public ESO Spectroscopic Survey of Transient Objects, sondeo espectroscópico público de ESO de objetos en tránsito).

En particular, los datos revelaron que el evento pasó por tres fases distintas durante los 10 meses de observaciones de seguimiento. El conjunto total de los datos es más parecido a lo que se espera de una disrupción de marea, que a una supernova superluminosa. Además, se ha observado un rebrote de brillo en luz ultravioleta, así como un aumento de temperatura, lo cual reduce la probabilidad de que se trate de una supernova. Por otro lado, el evento ha sucedido en un lugar (una galaxia roja, masiva y pasiva) que no es el habitual para estos eventos de explosión de supernova superluminosa, que suelen acontecer en galaxias enanas con formación estelar.

Aunque el equipo afirma que es muy poco probable que sea un evento de supernova, aceptan que un evento clásico de disrupción de marea tampoco es una explicación adecuada. El evento de disrupción de marea propuesto, no puede explicarse con un agujero negro supermasivo que no gire. Proponen que ASASSN-15lh fue un evento de disrupción marea derivado de un tipo muy particular de agujero negro.

La masa de la galaxia anfitriona implica que el agujero negro supermasivo que se encuentra en su centro tiene una masa de, al menos, 100 millones de veces la del Sol. Un agujero negro de esta masa normalmente sería incapaz de interferir en estrellas más allá de su horizonte de sucesos, el límite a partir del cual nada es capaz de escapar de su atracción gravitatoria. Sin embargo, si el agujero negro es de un tipo particular que gira rápidamente (un agujero negro de Kerr), la situación cambia y este límite no se aplica.

Incluso con todos los datos recogidos, no se puede afirmar con un 100% de certeza que el evento ASASSN-15lh fuera un evento de disrupción de marea, pero es, con gran diferencia, la explicación más probable.

Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1644, 12 de diciembre de 2016




La brecha de la plataforma Larsen-C se agranda

Avance de la grieta de la plataforma Larsen-C en la Antártida en un año. Contiene datos de los satélites Copernicus Sentinel. Los mostrados aquí son sólo dos fotogramas de la animación completa de su evolución. Corresponden a 7 de enero de 2016 (arriba) y 13 de enero de 2017 (abajo). Fuente y procesado: ESA

Hace varios años se comenzó a perfilar una grieta en la plataforma Larsen-C de la península Antártica, pero recientemente se está alargando a un ritmo mucho más rápido que nunca. Los satélites Copernicus Sentinel-1 están estudiando el fenómeno con su radar. La brecha se ha abierto unos 60 km en el último año, y solo en los primeros 20 días de enero de 2017 ha crecido 20 km más, por lo que la plataforma de hielo de 350 metros de espesor, está sujeta sólo por unos kilómetros. La extensión total de la grieta a finales de enero era de 175 km.

Cuando el hielo se acabe de partir, la plataforma Larsen-C será uno de los iceberg más grandes registrados en toda la historia, pero el momento en que ocurra es impredecible. Las plataformas de hielo Larsen-A y Larsen-B sufrieron un final similar con fenómenos dramáticos en 1995 y 2002 respectivamente.

Estas plataformas son importantes porque actúan como contrafuertes de contención, reteniendo el hielo que intenta fluir hacia el mar.

La constelación de dos satélites Sentinel-1 es indispensable para descubrir y seguir eventos como estos porque continúa obteniendo imágenes mientras la Antártida está sumida en la oscuridad, varios meses al año. Así podemos ver la animación completa del avance de la grieta, a lo largo del año, en la página de ESA.

Fuente:
Fotonoticia de ESA: Space in images, Id372459, 30 de enero de 2017




La materia oscura puede ser menos densa y más uniforme de lo que se dedujo mediante el satélite Planck

Tras analizar los datos de un nuevo e inmenso sondeo de galaxias con el telescopio de rastreo del VLT de ESO, en Chile, los resultados sugieren que la materia oscura puede ser menos densa y estar distribuida de forma más uniforme en el espacio de lo que se pensaba. Un equipo internacional de investigadores, que KiDS (Kilo Degree Survey) que incluye a científicos de Alemania, Países Bajos, Reino Unido, Australia, Italia, Malta y Canadá, ha utilizado los datos del sondeo KiDS para estudiar cómo la luz de unos quince millones de galaxias distantes, se ve afectada por la influencia gravitacional de la materia en las escalas más grandes del universo. Los resultados parecen estar en desacuerdo con los anteriores resultados del satélite Planck.

Para el análisis, utilizaron imágenes del sondeo de cinco zonas del cielo que cubrían un área total de 450 grados cuadrados (o un poco más del 1% de todo el cielo) y que contiene unos quince millones de galaxias. Así, este estudio se ha hecho con el área total de cielo más grande jamás cartografiada con esta técnica.

Aprovechando la excelente calidad de imagen de la que disfruta el VST en Paranal, y utilizando innovadores programas informáticos, el equipo fue capaz de llevar a cabo una de las mediciones más precisas jamás realizadas de un efecto conocido como “distorsión cósmica” (en inglés, cosmic shear). Se trata de una variante sutil de la «lente gravitacional débil», en la que la luz emitida por galaxias lejanas es ligeramente deformada por el efecto gravitacional de grandes cantidades de materia, tales como cúmulos de galaxias.

En esa “distorsión cósmica”, no son los cúmulos de galaxias, sino las estructuras a gran escala del universo las que deforman la luz, que produce un efecto aún más pequeño. Se necesitan sondeos muy anchos y profundos, como KiDS, para garantizar que la débil señal de la “distorsión cósmica” sea lo suficientemente fuerte como para ser medida y los astrónomos puedan utilizarla para “mapear” la distribución de la materia gravitatoria.

Curiosamente, los resultados de sus análisis parecen ser incompatibles con las deducciones de los resultados del satélite Planck de la Agencia Espacial Europea, una misión espacial cuyo objetivo fue estudiar las propiedades fundamentales del universo. En particular, las medidas del equipo de KiDS en cuanto a cómo de “grumosa” es la materia en todo el universo (un parámetro cosmológico fundamental), es significativamente menor que el valor derivado de los datos de Planck.

Ese parámetro medido se llama S8. Su valor es una combinación del tamaño de las fluctuaciones de densidad y la densidad media de una sección del universo. Las fluctuaciones grandes, en partes del universo con densidades más bajas, tienen un efecto similar al de pequeñas fluctuaciones de amplitud en las regiones más densas, y no se pueden distinguir unas de otras a través de observaciones de lente gravitacional débil. El 8 se refiere a un tamaño de celda de 8 megaparsecs, utilizado por convención en este tipo de estudios.

La materia oscura sigue siendo esquiva en su detección, su presencia sólo se deduce a partir de sus efectos gravitatorios. Actualmente, este tipo de estudios son la mejor herramienta para determinar la forma, escala y distribución de esta materia invisible.

El resultado sorpresa de este estudio también tiene implicaciones para la comprensión del universo en toda su amplitud y para entender cómo ha evolucionado durante sus casi 14.000 millones de años de historia. Un resultado de este tipo, aparentemente en desacuerdo con los resultados previamente establecidos por Planck, significa que ahora los astrónomos tendrán que reformular su comprensión de algunos aspectos fundamentales del desarrollo del universo.

El análisis de KiDS de los datos del VST es un paso importante, pero se espera que los futuros telescopios hagan sondeos incluso más amplios y profundos del cielo. En un futuro se contará con instrumentos como el satélite Euclides y el telescopio LSST (Large Synoptic Survey Telescope) que nos permitirán repetir estas mediciones y comprender mejor qué es lo que realmente nos está diciendo el universo.

Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1642es, 7 de Diciembre de 2016




La explosión que casi acaba con la humanidad

Lago formado tras la explosión de Toba, en Sumatra, que es considerada el estallido volcánico más violento en la historia de la humanidad. ¿Cómo se desencadenó la catástrofe? Fuente: IyC

Hace 74.000 años explotó, en la isla indonesia de Sumatra, el supervolcán Toba, posible causa de que la humanidad casi se extinguiese y tuviera que pasar por un cuello de botella genético: las cenizas volcánicas provocaron por todo el mundo un invierno volcánico e hizo que personas y animales padeciesen una gigantesca hambruna. Hoy, llena la caldera del supervolcán un lago, pero todavía se encuentran por todas partes las huellas de la erupción, que ofrecen a geoquímicos como David Budd, de la universidad de Uppsala, y a sus colaboradores indicios de cómo se desencadenó la explosión. En total, Toba expulsó entonces más de 2.500 kilómetros cúbicos de cenizas y material rocoso, en el cual están incrustados cristales de cuarzo milimétricos. Crecen en el magma y «almacenan» huellas de las alteraciones cuasiquímicas y termodinámicas que sufre la roca fundida hasta que es expelida y se enfría. Pese a la meteorización del material en que se encuentran, los cristales sirven de testigos de cómo se modificaron las condiciones en la cámara magmática hasta el momento de la erupción.

Cuando las condiciones cambian en el material fundido, los cristales reaccionan y crean nuevas zonas de crecimiento, en las que se registran esas nuevas condiciones. Solo miden unos micrómetros, así que resulta muy difícil analizarlos. En los cuarzos de Toba se aprecia, no obstante, que las capas exteriores e interiores de los minerales se diferencian claramente. Las interiores eran más densas y pesadas y exhiben en comparación una proporción mayor del isotopo O18 del oxígeno, mientras que las exteriores son más ligeras y abunda más el isótopo O16. Poco antes de la erupción se tuvieron que producir, pues, cambios drásticos en la cámara magmática. Cuando el magma ascendió desde las profundidades bajo Toba debió de fundir grandes cantidades del material rocoso que tenía encima, cuya razón entre O18 y O16 era menor, como se ve en las capas exteriores del cuarzo.

Las rocas de la región contienen además mucha agua, así que al fundirse liberaron grandes cantidades de vapor, con lo que aumentó mucho la presión gaseosa en la cámara magmática. Se formaron entonces grietas, hasta que la presión se abrió paso, explosivamente, hasta la atmósfera, y brotaron el magma, las cenizas y los ácidos. Durante los últimos cien mil años, solo otra explosión, que se sepa, ha alcanzado la intensidad 8 de la escala de explosividad volcánica: la erupción del supervolcán neozelandés Taupo, que hará unos 26.500 años expulsó «solo» 1.200 kilómetros cúbicos de material.

En Europa, en el sur de Italia, existe un supervolcán, cerca del Vesubio y de Nápoles. Las simulaciones por ordenador indican que los Campos Flégreos están despertándose en estos momentos. No está claro en absoluto cuándo estallará el monstruo.

Fuente:
Noticia de Investigación y Ciencia, 1 enero 2017




Medidas independientes de la velocidad de expansión discrepan de los resultados de Planck
Un método independiente de los usados hasta ahora para calcular la velocidad de expansión del universo arroja un valor de la constante de Hubble que vuelve a diferir de las estimaciones del satélite Planck basadas en el fondo cósmico de microondas. Los expertos ignoran a qué se debe la diferencia.

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El cuásar RX J1131-1231, situado a unos 8.000 millones de años-luz de distancia en la constelación de la Copa, ha sido uno de los empleados por la colaboración H0LiCOW para determinar el valor de la constante de Hubble. Debido al efecto de lente gravitacional generado por una galaxia masiva situada en el camino, la luz procedente del cuásar se desvía y genera un total de cuatro imágenes: tres a la izquierda y una a la derecha. La diferencia en los tiempos de llegada de la luz a lo largo de cada uno de los caminos permite obtener una estimación de H0. Imagen combinación del cuasar RXJ1131 en el centro tomada con el observatorio Chandra de rayos X y el Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA.

La colaboración internacional H0LiCOW (H0 Lenses in COSMOGRAIL’s Wellspring) ha obtenido un nuevo valor para la constante de Hubble (H0), el parámetro que dicta velocidad a la que se expande el universo actual. El resultado coincide con el deducido en los últimos años por otros trabajos, pero vuelve a diferir de manera considerable del que arrojan las mediciones basadas en el fondo cósmico de microondas (CMB), la radiación emitida poco después de la gran explosión. La importancia del nuevo valor radica en que ha sido obtenido mediante una técnica independiente de las empleadas hasta ahora, lo que confirma una vez más la falta de acuerdo en las medidas de H0 basadas en las propiedades del universo actual y las del cosmos primitivo. La discrepancia podría estar apuntando a la existencia de algún problema profundo en el modelo cosmológico estándar, la teoría dominante empleada por los expertos para describir el universo.

Hace tiempo que se sabe que el valor de H0 calculado a partir del CMB no coincide con el deducido por otros métodos. El satélite Planck, el instrumento de la ESA dedicado a medir con detalle las propiedades del CMB, obtuvo en 2015 un valor de H0 de unos 68±1 kilómetros por segundo por megaparsec (km/s/Mpc). El año pasado (2016), sin embargo, un estudio basado en la velocidad a la que se alejan de nosotros varias galaxias relativamente cercanas arrojó un valor considerablemente mayor: 73±2 km/s/Mpc. Los expertos ignoran a qué se debe la diferencia, ya que, aunque muy distintos entre sí, ambos métodos tendrían que proporcionar el mismo resultado.

Dando por bueno el modelo cosmológico estándar (un universo plano con constante cosmológica y una gran componente de materia oscura fría), el valor de H0 obtenido ahora por la colaboración H0LiCOW asciende a unos 72±3 km/s/Mpc. El dato confirma las observaciones basadas en el universo local pero vuelve a diferir del calculado a partir del CMB; una discrepancia que, en principio, no puede atribuirse a los errores en las distintas medidas. Los resultados de H0LiCOW han sido presentados en una serie de artículos publicados en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

El interés del nuevo estudio se debe a la técnica empleada para calcular H0. Esta se basa en el efecto de lente gravitacional ejercido sobre la luz procedente de cuásares distantes, galaxias muy brillantes situadas a miles de millones de años-luz de distancia. En su recorrido hacia la Tierra, la luz de algunos de estos objetos sufre desviaciones debido al influjo gravitatorio de otras galaxias masivas situadas en el camino, lo que en ocasiones puede generar múltiples imágenes de un mismo cuásar. La luz asociada a cada una de esas imágenes sigue caminos distintos y llega a la Tierra en momentos ligeramente diferentes. Esos retrasos dependen a su vez de la velocidad de expansión del universo, por lo que a partir de ellos puede extraerse el valor de la constante de Hubble. Según los autores del estudio, la nueva técnica puede considerarse la más simple y directa para determinar H0, ya que solo depende de consideraciones geométricas sencillas y de la aplicación de la teoría de la Relatividad General de Einstein.

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Imagen ampliada del cuásar RX J1131-1231. Su imagen transformada por la galaxia que actúa como lente gravitacional, en el centro, forma los cuatro puntos brillantes a su alrededor: tres a la izquierda y uno a la derecha. Fuente: [ESA/Hubble, NASA, Suyu et al.]

Se espera que en los próximos años se descubran cientos de lentes gravitacionales como las empleadas ahora por la colaboración H0LiCOW, lo que permitirá acotar aún más el valor de la constante de Hubble. Si las discrepancias con los valores obtenidos a partir de las propiedades del CMB persisten, los expertos deberán comenzar a replantearse seriamente la posibilidad de modificar el modelo cosmológico estándar, incluida tal vez la interpretación de la energía oscura como constante cosmológica.

Fuentes:
Noticias de Investigación y Ciencia, 30 enero 2017

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 22 noviembre 2016




Laberinto Adamas en Marte

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Este laberíntico sistema de depresiones y elevaciones fue fotografiado por la sonda Mars Express de la ESA el 21 de junio de 2016. Fuente: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

La imagen muestra parte de una región denominada Adamas Labyrinthus, situada en Utopia Planitia, en las tierras bajas al norte del Planeta Rojo. En ella, una serie de bloques de distintas formas y con tamaños que van de los 5 a los 20 km de diámetro, se hallan separados por depresiones transversales de hasta 2 km de ancho.

Su patrón recuerda al de ciertos entornos marinos en la Tierra, lo que sustenta la idea de que este paisaje se debe a la deposición de sedimentos de grano fino en un océano. La formación de estos polígonos y las depresiones que los rodean ha llegado a atribuirse a distintos procesos, como el derrumbe por gravedad, la expulsión de fluidos a partir de sedimentos porosos durante su compactación, la baja fricción entre sedimentos por desplazamientos de masas, o incluso a una actividad tectónica que habría provocado el alejamiento de los bloques. También es posible que la topografía subyacente haya influido en la formación.

Una hipótesis para este escenario marciano es que, durante una inundación catastrófica de la superficie cubierta de hielo, se depositaron lodos sedimentarios que, posteriormente, se contrajeron hasta formar polígonos, a medida que los sedimentos se compactaban y expulsaban sus fluidos.

Después, la actividad tectónica y la gradual sublimación de los hielos enterrados podrían haber provocado el ensanchamiento y profundización de las depresiones entre los polígonos gigantes.

Parece evidente que el material helado llegó a tener algún papel importante en la apariencia de esta región: los cráteres de impacto más grandes muestran las características acumulaciones de residuos a modo de «tortas», que indican el calentamiento y la fusión de una capa de hielo subyacente en el momento del impacto.

Además, algunas de las depresiones muestran depósitos oscuros, que podrían ser capas de ceniza revelándose bajo un manto de hielo, cubierto de polvo, a medida que las laderas expuestas al Sol se van calentando lentamente.

La resolución topográfica de esta imagen es de unos 15 m por píxel; las imágenes se han centrado en posición 39ºN/101ºE. Para ver más imágenes y detalles de esta región, pueden consultarse los documentos publicados por el Centro Aeroespacial Alemán (DLR) y por la Universidad Libre de Berlín, el 8 de septiembre.

Fuente:
Noticia de ESA del 28 de noviembre 2016




La imagen más detallada de la nube molecular de Orion A, en el infrarrojo cercano, tomada por VISTA

Esta espectacular nueva imagen es uno de los mosaicos más grandes en alta resolución en infrarrojo cercano de la nube molecular de Orión A, la fábrica de estrellas masivas conocida más cercana, a unos 1.350 años-luz de la Tierra. Fue tomada con el telescopio de rastreo infrarrojo VISTA, instalado en el Observatorio Paranal de ESO, en el norte de Chile, y revela la presencia de numerosas estrellas jóvenes y de otros objetos que, de otra manera, permanecerían ocultos en las profundidades de las nubes de polvo.

La nueva imagen del sondeo VISION (VIenna Survey In Orion) es un montaje de imágenes tomadas en la parte del infrarrojo cercano del espectro por el telescopio de rastreo VISTA en el Observatorio Paranal de ESO, en Chile. Cubre la totalidad de la nube molecular de Orión A, una de las dos nubes moleculares gigantes del Complejo Molecular de la nube de Orión (OMC, Orion Molecular Complex). Orión A se extiende aproximadamente ocho grados hacia el sur en la zona de la espada de Orión. La otra nube molecular gigante en la nube molecular de Orión es Orión B, que se encuentra al este del Cinturón de Orión.

VISTA es el telescopio de sondeo más grande del mundo, cuenta con un gran campo de visión (cubre aproximadamente 18,3 grados cuadrados) y está dotado con detectores infrarrojos muy sensibles, características que lo hacen ideal para la obtención de imágenes en infrarrojo profundas y de alta calidad, requeridas por este ambicioso estudio.

El sondeo VISION ha dado lugar a un catálogo que contiene casi 800.000 estrellas individuales identificadas, objetos estelares jóvenes y galaxias lejanas, lo que representa la información más profunda y la mayor cobertura alcanzadas hasta ahora por ningún estudio en esta región del cielo.

VISTA puede ver la luz que el ojo humano no puede, permitiendo a los astrónomos identificar muchos objetos escondidos en esta guardería estelar. Las estrellas muy jóvenes que no pueden verse en luz visible se revelan cuando se observan a longitudes de onda infrarrojas, más largas, para las que el polvo que las envuelve es más transparente.

La nueva imagen representa un paso hacia un conocimiento completo de los procesos de formación de estrellas en Orión A, tanto para estrellas de baja masa como para estrellas masivas. El objeto más espectacular es la gloriosa nebulosa de Orión, también llamada Messier 42, hacia la izquierda de la imagen. El catálogo de VISTA cubre tanto objetos conocidos, como nuevos descubrimientos. Estos incluyen cinco nuevos candidatos a objeto estelar joven y diez candidatos a cúmulos de galaxias.

En otras partes de la imagen, podemos mirar en el interior de la nubes moleculares oscuras de Orión A y descubrir muchos tesoros ocultos, incluyendo discos de material que podrían dar origen a nuevas estrellas (discos pre-estelares), nebulosidades asociadas a estrellas recién nacidas (objetos Herbig-Haro), pequeños cúmulos de estrellas e incluso cúmulos de galaxias más allá de la Vía Láctea. El sondeo VISION permite estudiar de forma sistemática las fases evolutivas más tempranas de estrellas jóvenes en el interior de nubes moleculares cercanas.

Esta imagen de Orión A, con un nivel de detalle impresionante, establece una nueva base observacional para continuar los estudios sobre formación de estrellas y de cúmulos y pone de relieve, una vez más, las capacidades del telescopio VISTA para obtener imágenes de amplias áreas del cielo de forma rápida y profunda en la parte infrarroja del espectro.

Fuente:
Fotonoticia de ESO: eso1701es, 4 de enero de 2017




AG Carinae, estrella variable luminosa azul, pierde masa a un ritmo frenético

Imagen tomada con la Cámara Planetaria y de Gran Angular 2 del Telescopio Espacial Hubble, publicada por primera vez en septiembre de 2014. Fuente: ESA/Hubble & NASA

La brillante estrella de la imagen, AG Carinae, está perdiendo masa a un ritmo espectacular. Sus potentes vientos alcanzan hasta 7 millones de km/h y ejercen una enorme presión sobre las nubes de material que expulsa la propia estrella. AG Carinae se encuentra a 20.000 años-luz de nosotros, en la constelación de Carina.

Estos fabulosos vientos ya han vaciado la región más cercana a la estrella y han empujado el material hasta alejarlo formando el patrón observado en esta fotografía tomada por el telescopio espacial Hubble.

AG Carinae es una extraña forma de estrella «Variable Luminosa Azul», un tipo evolucionado a partir de estrellas con una masa 50 veces mayor que la del Sol. Estas estrellas presentan un comportamiento variable e impredecible, experimentando tanto periodos de inactividad como de emisiones. También constituyen algunas de las estrellas más luminosas conocidas, pues son entre decenas de miles y varios millones de veces más brillantes que el Sol.

El resplandor en el centro de la imagen no es la propia estrella, que es minúscula a esta escala, y se encuentra oculta dentro de esta región saturada. La forma de cruz blanca no corresponde a un fenómeno astronómico, sino a un efecto del telescopio.

Fuente:
Fotonoticia de ESA, 6 febrero 2017




Phobos en color, a los ojos de ExoMars

Primera imagen en color de Phobos tomada por ExoMars. Fuente: ESA

El Satélite para el estudio de Gases Traza (TGO) de ExoMars ha fotografiado la luna marciana Phobos durante el segundo conjunto de mediciones científicas de prueba realizado desde su llegada al Planeta Rojo el día 19 de octubre de 2016.

El TGO, fruto de la colaboración entre ESA y la agencia rusa Roscosmos, llevó a cabo sus primeras mediciones científicas de calibración entre el 20 y el 28 de noviembre. El equipo de la cámara CaSSIS de la Universidad de Berna, Suiza está liderado por Nick Thomas, su investigador principal.

A primeros de diciembre de 2016 se publicaron datos a modo de ejemplo, de la primera órbita, centrados en el propio planeta. Durante la segunda órbita, los instrumentos realizaron una serie de mediciones de Phobos, una luna de 27 × 22 × 18 km que gira a tan solo 6.000 km de Marte.

El 26 de noviembre, la cámara del TGO capturó imágenes de esta luna a una distancia de 7.700 km, en el tramo de su órbita más cercano a Marte. Durante su órbita elíptica de 4,2 días, el TGO llega a situarse a 230-310 km de la superficie en el momento del periastro y a alejarse hasta unos 98.000 km en el apoastro.

La imagen compuesta en color se ha creado a partir de varias imágenes individuales tomadas con distintos filtros. Estos filtros se han optimizado para destacar las diferencias en la composición mineralógica, que en la imagen procesada se ven en tonos más azules o rojos.

También se ha creado un anaglifo, a partir de un par estereoscópico de imágenes, que puede verse con gafas 3D de color rojo-azul en la página web de ESA.

Aunque otras misiones, como las sondas Mars Express de la ESA y Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA, han aportado imágenes en mayor resolución de Phobos, las capturadas en esta nueva órbita han servido para probar adecuadamente lo que es posible obtener con estos datos en muy poco tiempo, y se ha obtenido gran cantidad de información práctica sobre la calibración del color de la cámara y su temporización interna.

Otros dos instrumentos también han llevado a cabo mediciones de calibración de Phobos, cuyos datos están siendo analizados por los equipos.

La misión ahora vuelve a centrarse en los preparativos para el aerofrenado, necesario para que el satélite entre en su órbita casi circular a finales de 2017. El principal objetivo científico del TGO es elaborar un inventario detallado de los gases poco comunes de la atmósfera (conocidos como “gases traza”), que constituyen menos del 1% de su volumen, incluyendo metano, vapor de agua, dióxido de nitrógeno y acetileno.

Resulta de especial interés el metano, que en la Tierra se produce sobre todo por actividad biológica y, en menor medida, durante procesos geológicos, como ciertas reacciones hidrotermales.

La nave también buscará agua o hielo bajo la superficie, y ofrecerá imágenes contextuales en color y estereoscópicas de las formaciones superficiales, incluyendo aquellas que pudieran estar relacionadas con posibles fuentes de gases traza.

El TGO también funcionará como enlace repetidor de datos para vehículos y robots actuales y futuros en Marte, como la segunda misión ExoMars, que incluirá un rover y una plataforma científica de superficie, y cuyo lanzamiento está previsto para 2020.

Fuente:
Noticia de ESA 6 diciembre 2016




El buscador de planetas Cheops y la contribución española

Ilustración del satélite CHEOPS de ESA, un pequeño telescopio orbital dedicado a la búsqueda de planetas midiendo la disminución de brillo producido por sus tránsitos. Fuente: ESA-C.Carreau.

La búsqueda de planetas extrasolares es uno de los campos de la astronomía que más ha crecido en los últimos años, especialmente orientada hacia el descubrimiento de planetas que se parezcan a la Tierra y que reúnan las condiciones necesarias para albergar vida. Las observaciones se realizan tanto desde observatorios terrestres como desde satélites lanzados al espacio, pero siempre se encuentran con los mismos problemas; esos exoplanetas están muy lejos y resulta complicado detectar los que tienen un tamaño más similar al terrestre.

Aquí entrará en juego CHEOPS, misión en colaboración entre la ESA y Suiza, cuyo objetivo es, precisamente, estudiar esos planetas extrasolares de menores dimensiones, los que se sitúan entre el tamaño de la Tierra y el de Neptuno. Su lanzamiento está previsto para 2018 y es una misión en la que también tienen importantes contribuciones países miembros de la agencia como España y Portugal.

CHEOPS es una misión que medirá con precisión el radio de exoplanetas pequeños (del tamaño de Neptuno y menores) que orbitan estrellas brillantes en nuestro vecindario local. Para ello, utilizará una técnica llamada fotometría de tránsito: CHEOPS monitorizará la luz óptica e infrarroja de estrellas individuales y medirá con precisión el descenso en la señal durante el tránsito de un planeta, al atravesar por delante de la estrella, utilizando un fotómetro de ultra alta precisión.

Según lo pronunciado que sea ese descenso en la luminosidad de la estrella, los científicos pueden calcular el radio del exoplaneta, y combinando ese dato con los cálculos de su masa (realizados desde observatorios en tierra), se puede obtener la densidad del planeta, su composición y, a partir de ahí, hasta es posible averiguar algunas cosas de su formación. Si se une esa primera imagen del objeto con el tipo de su estrella y la distancia a la que se encuentre de ella, ya se puede aventurar si en él podrían darse las condiciones para la aparición de formas de vida.

CHEOPS pretende dar una información más detallada de esos exoplanetas de lo que se podía conseguir hasta ahora y, para ello, se ha diseñado como una misión de seguimiento; es decir, complementará las observaciones hechas por misiones de rastreo del cielo, como CoRoT y Kepler, de sistemas de los que se sabe que albergan exoplanetas de pequeñas dimensiones, para hacer un estudio más a fondo.

También se sabe cuándo y dónde apuntar el satélite para cazar al exoplaneta en su tránsito de la estrella, lo que hace que la misión sea muy eficiente para recolectar radios precisos: se trata sólo de “apuntar y disparar”.

El diseño del satélite, por lo tanto, se ha hecho siguiendo la funcionalidad que va a tener: Puede apuntar a cualquier lugar en una zona muy amplia del cielo, abriendo el potencial para observar varios objetivos. Las medidas son difíciles, centrándose en las estrellas más brillantes de nuestro vecindario para poder alcanzar la precisión de medida que se necesita, y así las medidas de masa desde la superficie son también posibles.

Para ver al satélite en acción habrá que esperar todavía hasta finales de 2018, que es un tiempo bastante corto en los términos habituales de desarrollo de misiones espaciales. Es una misión pequeña en tamaño y costes, con un tiempo de desarrollo mucho más corto que en otras misiones científicas de la ESA: seis años desde el principio (selección de propuestas) hasta que esté lista para el lanzamiento.

Por comparación, ese tiempo de desarrollo puede extenderse durante décadas, como ocurre con PLATO, también dedicada al descubrimiento de exoplanetas y que fue propuesta inicialmente a la ESA en 2007. Su fecha de lanzamiento inicial es 2024. La rapidez con la que CHEOPS se ha puesto en marcha conlleva sus propios desafíos: el calendario hace que CHEOPS sea, al mismo tiempo, muy excitante y complicada: el lanzamiento está previsto para finales de 2018, por lo que los científicos tendrán datos en apenas dos años, pero esto quiere decir que el calendario está muy ajustado y que hay mucho trabajo que hacer para completar la construcción y las pruebas de la plataforma y el instrumento, así como en los centros que controlarán el satélite y procesarán sus datos cuando esté en órbita.

Aquí entra en juego la decisiva contribución industrial tanto de España como de Portugal. Al ser una misión de la ESA, varios estados miembros participan en su desarrollo y aportan diferentes aspectos necesarios para su funcionamiento. La empresa Airbus Defense & Space España, por ejemplo, es la contratista de la nave y realizará sus operaciones durante las primeras fases de la misión, mientras GMV se encarga de diseñar el Centro de Operaciones de la Misión, que se dirigirán desde una instalación del INTA en Torrejón de Ardoz (Madrid).

En el lado científico también habrá una importante contribución de ambos países. Científicos de Oporto están colaborando con el Centro de Operaciones Científicas de CHEOPS, con base en Ginebra, para desarrollar herramientas que procesen los datos necesarios para calcular los radios de los exoplanetas, mientras la empresa DEIMOS Engenharia, en Lisboa, está trabajando en la planificación y organización de las observaciones y operaciones de la misión, y en el desarrollo del archivo científico.

Hasta una misión relativamente pequeña como CHEOPS necesita de la colaboración de diferentes países tanto en su construcción como en el apartado científico, donde hay involucrado personal no sólo de España y Portugal, sino también de Austria, Bélgica, Francia, Alemania, Hungría, Italia, Suecia, el Reino Unido y Suiza. Y son las contribuciones de todo ese personal lo que se destaca como uno de los aspectos más importantes de CHEOPS: Una misión espacial como CHEOPS está formada por muchos elementos diferentes, incluyendo el lanzador, la plataforma, el instrumento y los centros de operaciones científicas y de misión. Todos están unidos íntima e intrínsecamente y el éxito científico de la misión depende de que todo funcione como está diseñado; las personas, los equipos de ingenieros y científicos, son la clave para el éxito.

Fuente:
Noticia de ESA, 17 enero 2017




Las nebulosas «Pata de Gato» y «Langosta», en Escorpio

Los astrónomos han estudiado durante mucho tiempo las brillantes nubes cósmicas de gas y polvo catalogadas como NGC 6334 y NGC 6357. Esta gigantesca nueva imagen, obtenida por el VST (Very Large Telescope Survey Telescope) es la más reciente. Con unos 2.000 millones de píxeles, es una de las imágenes más grandes jamás dadas a conocer por ESO. Las sugerentes formas de las nubes han dado lugar a sus nombres, fáciles de recordar: la nebulosa “Pata de Gato” y la nebulosa “Langosta”, respectivamente.

NGC 6334 está situada a unos 5.500 años-luz de la Tierra, mientras que NGC 6357 está más lejos, a una distancia de unos 8.000 años-luz. Ambas están en la constelación de Escorpio, cerca del extremo de la cola puntiaguda.

El primero en ver huellas de estos dos objetos fue el científico británico John Herschel quien, en noches consecutivas de junio de 1837, los divisó durante su expedición de tres años hasta el cabo de Buena Esperanza en África del sur. En aquellos tiempos, la limitada potencia de los telescopios con los que contaba Herschel, que observaba visualmente, sólo le permitió documentar los «dedos» más brillante de la nebulosa de la «Pata de Gato». Tuvieron que pasar muchas décadas para que las verdaderas formas de las nebulosas se revelaran a través de fotografías y se acuñaran sus populares nombres.

Los tres dedos visibles con telescopios modernos, así como las regiones similares a pinzas en la cercana nebulosa Langosta, son en realidad regiones de gas (principalmente hidrógeno), excitado por la luz de brillantes estrellas recién nacidas. Con masas de alrededor de diez veces la del Sol, estas estrellas calientes irradian una intensa luz ultravioleta. Cuando esta luz se cruza con los átomos de hidrógeno que permanecen en el vivero estelar que produce las estrellas, los átomos se ionizan. Como resultado, estos enormes objetos en forma de nube que brillan con la luz proveniente de los átomos de hidrógeno (y de otros elementos) se conocen como nebulosas de emisión.

Gracias a la potencia de la cámara OmegaCAM, de 256 megapíxeles, esta nueva imagen del VST (VLT Survey Telescope) revela ondulantes zarcillos de polvo que oscurecen la luz a lo largo de las dos nebulosas. Con un tamaño de 49.511 x 39.136 píxeles, esta es una de las imágenes más grandes jamás lanzadas por ESO.

OmegaCAM es la sucesora de la célebre WFI (Wide Field Imager) de ESO, instalada en el Telescopio MPG/ESO de 2,2 metros, en La Silla. La WFI fue utilizada para fotografiar la nebulosa de la Pata de Gato en 2010, también en luz visible, pero con un filtro que permite ver de forma más clara el brillo del hidrógeno (ver nota de prensa eso1003). Mientras tanto, el Very Large Telescope de ESO, ha echado un profundo vistazo a la nebulosa «Langosta», capturando las numerosas estrellas calientes y brillantes que influyen en el color y la forma del objeto (eso1226).

Pese a los instrumentos de última generación utilizados para observar estos fenómenos, el polvo de estas nebulosas es tan espeso que gran parte de su contenido permanece oculto. La nebulosa Pata de Gato es uno de los viveros estelares más activos del cielo nocturno, y alimenta a miles de jóvenes estrellas calientes cuya luz visible no puede llegar hasta nosotros. Sin embargo, al observar en longitudes de onda infrarrojas, telescopios como VISTA, de ESO, pueden mirar a través del polvo y revelar la actividad de formación estelar que tiene lugar en su interior.

Ver nebulosas en diferentes longitudes de onda (colores) de la luz, da lugar a diferentes comparaciones visuales por parte de observadores humanos. Al verla, por ejemplo, en luz infrarroja (una longitud de onda más larga), una parte de NGC 6357 se asemeja a una paloma y la otra una calavera; por tanto, ha adquirido el nombre adicional de nebulosa «Guerra y Paz».

Fuente:
Fotonoticia de ESO: eso1705es, 1 de Febrero de 2017




Los lugares elegidos en Marte para recoger muestras de suelo

NASA (Administración Nacional de la Aeronáutica y del Espacio de Estados Unidos), ya ha propuesto los tres lugares más probables para el aterrizaje en Marte de su próxima misión Mars 2020, con el objetivo de estudiar ese planeta.

Los tres lugares recomendados para el descenso del «rover» marciano, de entre una primera lista de ocho, incluye un terreno muy antiguo de la superficie de Marte, conocida como Noreste Syrtis, así como el cráter de Jezero, donde existió un lago marciano. La otra propuesta es una antigua fuente termal, “Columbia Hills”, ya explorada por el rover Spirit de la NASA.

Según NASA, el comienzo de Mars 2020 se prevé para julio de 2020 a bordo de un cohete Atlas V 541 que partirá del Complejo de Lanzamiento Espacial 41 en la Estación de la Fuerza Aérea de Cabo Cañaveral, en Florida.

El rover que la NASA lanzará tendrá como principal objetivo la búsqueda de huellas químicas relacionadas con la vida. Para ello realizará evaluaciones geológicas de su lugar de aterrizaje, determinará la habitabilidad del ambiente, buscará signos de vida del antiguo Marte y evaluará los recursos naturales y peligros del Planeta Rojo para los futuros exploradores. Asimismo, recolectará muestras para un posible retorno a la Tierra en una misión futura.

Debido al alto coste del retorno de las muestras, no las enviará de vuelta a la Tierra, sino que las dejará repartidas por la superficie marciana, a lo largo de su recorrido, a la espera de que una futura misión pueda recogerlas. Por eso el lugar de aterrizaje de Mars 2020 es tan crucial: no solo es el lugar elegido para un rover más de la NASA, sino que será la zona donde se pose la nave que las traiga de vuelta más tarde.

Cráter Jezero, el lugar favorito para la misión Mars 2020. Fuente:(NASA).

El cráter Jezero, el favorito de los investigadores, es un antiguo lago con sedimentos de todo tipo y con deltas fósiles. La presencia de carbonatos y filosilicatos indican que el agua del lago tuvo un pH neutro en el pasado y que, por lo tanto, fue habitable, a diferencia de otras zonas más jóvenes, como Meridiani Planum, donde el agua tuvo un marcado carácter ácido.

Zona de Syrtis Major preseleccionada. Fuente: NASA

La región de Syrtis Major es una de las más antiguas de Marte y está cubierta por minerales arcillosos que delatan la antigua presencia de agua a altas temperaturas.

Zona del cráter Gusev de las colinas Columbia, ya conocida por haber sido estudiadas por el rover Spirit. Fuente: NASA

Por su parte, la zona de las colinas Columbia del cráter Gusev son conocidas por todos porque fueron exploradas por el famoso rover Spirit hace una década. Su inclusión en la lista de lugares candidatos para Mars 2020 causó mucha polémica hace unos años.

El descubrimiento de la presencia de sílice por parte de Spirit es una evidencia de que en el pasado existieron fuentes hidrotermales en la zona. Mientras que Syrtis Major o Jezero son zonas en las que el agua líquida corrió por la superficie marciana, en las colinas Columbia el agua salió del interior. De ser elegido este lugar sería la primera vez que una sonda marciana aterriza en el mismo lugar de una misión anterior. Sin embargo, de los tres lugares, las colinas Columbia fueron las menos votadas y pocos creen que finalmente sean seleccionadas. Algunos de los lugares previamente seleccionados para otras misiones, incluida Curiosity, no han pasado el corte final, como es el caso del cráter Eberswalde, Mawrth Vallis, el cráter Holden o Nili Fossae (en realidad Eberswalde recibió muchos votos positivos por parte del equipo científico, pero su latitud implica mayores temperaturas para el rover).

Mientras la selección del lugar de aterrizaje sigue adelante, la misión se complica. Está empezando a haber críticas al sobrecoste del proyecto y las demoras en la definición de algunos instrumentos. La misión Mars 2020 se había gestado como una gemela de la del rover Curiosity porque ahorraba costes, pero las cifras de la misión van creciendo cada vez más: lo que iban a ser unos 1.500 millones, ya va por los 2.500.

El sistema de recogida de muestras es el principal problema, porque no solo se trata de recoger las muestras del suelo, sino también de procesarlas y guardarlas en decenas de pequeños contenedores y depositarlas sobre la superficie en lugares marcados, a lo largo de su recorrido por la superficie. Esto no se ha intentado antes, lo que complica el proceso.

Otro experimento que ha acumulado retrasos es MOXIE, cuyo objetivo es generar oxígeno a partir de los recursos locales como ensayo para una posible misión tripulada. Los costes han hecho imposible la construcción de un prototipo de ensayo.

MEDA, la estación meteorológica española, también ha tenido retrasos por ajustes presupuestarios, y se cree que su entrega no se hará en 2018. Si no se resuelven pronto estos problemas, se perderá la ventana de lanzamiento de 2020, y habría que ir a la de 2022.

Fuente:
Artículo en Nature del 16 de febrero 2017, doi:10.1038/nature.2017.21470




El púlsar más brillante y lejano del universo

NGC 5907 X-1: un púlsar que bate récords. El recuadro muestra el pulso de rayos X de la estrella de neutrones en rotación, que tiene un periodo de 1,13s, según midió la cámara de imagen Photon, del satélite XMM-Newton de la Agencia Europea del Espacio. Fuente: ESA

El telescopio XMM-Newton de la ESA ha descubierto un púlsar, un resto de lo que fue una estrella masiva girando a gran velocidad, mil veces más brillante de lo que hasta ahora se creía posible. Este púlsar también constituye el más distante detectado hasta la fecha: su luz ha viajado 50 millones de años-luz antes de ser detectada por XMM-Newton.

Los púlsares son estrellas de neutrones con un intenso campo magnético que giran sobre sí mismas y emiten pulsos de radiación regulares en dos haces simétricos a través del cosmos. Si dichos haces quedan alineados con la Tierra, parecen proyectar luz intermitente como la de un faro a medida que giran. Estos púlsares fueron anteriormente estrellas masivas que explotaron en forma de supernova al final de su vida, antes de convertirse en pequeños cadáveres estelares extraordinariamente densos.

Esta fuente de rayos X es la más luminosa de este tipo detectada hasta la fecha: es diez veces más brillante que su predecesora a la cabeza del ranking. En un segundo es capaz de emitir la misma cantidad de energía que nuestro Sol libera en tres años y medio.

XMM-Newton ha observado varias veces este objeto en los últimos 13 años, y el descubrimiento es el resultado de una búsqueda sistemática de púlsares en su archivo de datos, siendo sus pulsos periódicos de 1,13 segundos lo que ha permitido su identificación. La señal también había sido detectada en los datos de archivo del telescopio Nustar de la NASA, lo que ha permitido obtener información adicional.

Antes se creía que los únicos capaces de alcanzar estas extraordinarias luminosidades eran los agujeros negros al menos diez veces más masivos que nuestro Sol, al alimentarse de sus estrellas compañeras. Sin embargo, las pulsaciones rápidas y regulares de esta fuente indican claramente que se trata de una estrella de neutrones y no de un agujero negro, según un artículo de Science.

Los datos de archivo también han revelado que la velocidad de rotación del púlsar ha cambiando con el tiempo, pasando de 1,43 s por rotación en 2003 a 1,13 s en 2014. Solo las estrellas de neutrones son lo bastante compactas como para no desintegrarse al rotar a tal velocidad.

Aunque no es extraño que la velocidad de rotación de una estrella de neutrones cambie, el alto ritmo con que ésta lo hace, probablemente se deba a la rapidez con que el objeto consume la masa de su compañera.

Este púlsar desafía nuestra comprensión actual del proceso de acreción de las estrellas de alta luminosidad. Es mil veces más brillante de lo que se creía posible para una estrella de neutrones en proceso de acreción, así que nuestros modelos precisan de algo más para dar cuenta de la enorme cantidad de energía que libera el objeto.

Los científicos piensan que debe de haber un potente y complejo campo magnético cerca de su superficie, de modo que la acreción en la superficie de la estrella de neutrones pueda continuar al tiempo que se genera una gran luminosidad.

El descubrimiento de este insólito objeto, con diferencia, el más extremo que hayamos descubierto en términos de distancia, luminosidad y velocidad de aumento de su frecuencia de rotación, constituye un nuevo hito para XMM-Newton y va a cambiar nuestra comprensión de cómo funcionan este tipo de objetos.

Fuentes:
Noticia de ESA de 21 de febrero 2017

Artículo en Science: “An accreting pulsar with extreme properties drives an ultraluminous X-ray source in NGC 5907” publicado el 20 de febrero 2017



Este artículo ha sido escrito por Juan Antonio Bernedo.