Astro Noticias

¿Qué intriga a los astrónomos?

2010-10-11T17:11:00.001+02:00

En el último encuentro de la Sociedad Española de Astronomía (SEA) más de 300 expertos debatieron sobre estrellas, galaxias y planetas. ¿Pero qué inquieta realmente a los astrofísicos? ¿Qué misterio del Universo ronda en sus cabezas? SINC lo ha preguntado y éstas han sido las sugerentes respuestas.

Abell 315. Crédito: ESO/J. Dietrich

Las atmósferas de posibles planetas habitables

Mercedes López Morales
Institución Carnegie de Washington (EE UU)

Mercedes López Morales y recreación del planeta gigante GJ 436b.

Imagen: Autora/Nasa

El campo de investigación que despierta el interés de Mercedes López Morales es el estudio de atmósferas en planetas extrasolares. A través de técnicas de análisis de datos e instrumentos de última generación en telescopios terrestres, intenta detectar las atmósferas de planetas descubiertos alrededor de otras estrellas y determinar su composición química y sus condiciones climáticas (temperatura, presencia o no de nubes y vientos…).

La mayoría de los planetas con atmósferas descubiertos hasta hoy (unos 10) son gigantes gaseosos tipo Júpiter, unas 300 veces más masivos que la Tierra. También se ha detectado la atmósfera de un planeta similar a Neptuno, llamado GJ 436b, unas 23 veces más masivo que la Tierra, con el telescopio Spitzer. Para la astrónoma, la detección de esta atmósfera es sólo la punta del iceberg de lo que está por venir en los próximos diez años.

“Además la misión estadounidense Kepler ya tiene unos 140 candidatos a planetas tipo terrestre. En los próximos tres años se confirmará cuántos de esos candidatos son planetas tipo Tierra”, adelanta López Morales.

De forma paralela, la última generación de telescopios en tierra, como el Gran Telescopio de Canarias (GTC), se está preparando para detectar las atmósferas de esos planetas. Desde el espacio, se planea, además, proponer una misión en colaboración entre la ESA y la NASA, llamada THESIS, que estará completamente dedicada a medir las atmósferas de esas nuevas tierras y determinar si muestran señales de estar habitadas.

“Me atrevo a decir que, al paso que vamos, en la próxima década el público podrá apuntar a una estrella en el cielo y decir que los astrofísicos acaban de descubrir que alrededor de esa estrella hay un planeta que parece ser habitable”, confiesa.

La transformación de las galaxias

Alfonso Aragón-Salamanca
Universidad de Nottingham (Reino Unido)

Alfonso Aragón-Salamanca y evolución de galaxias.

Imagen: autor/Nottinghm's Astronomy Gr.

Uno de los temas que más atrae a Alfonso Aragón-Salamanca es conocer cómo se producen las transformaciones de las galaxias según pasa el tiempo. ¿Por qué la masa, el tamaño, la estructura, la dinámica y la formación estelar de las galaxias cambian con su “edad” y su situación en el cosmos?

Para responder a esta pregunta las observaciones con telescopios son esenciales. Su grupo trabaja con los datos del Telescopio Espacial Hubble, el Very Large Telescope del Observatorio Europeo Austral (ESO) en Chile, y los telescopios GEMINI, situados también en Chile y en Hawaii.

“Hemos comprobado que en los cúmulos de hasta hace cuatro o cinco mil millones de años eran muy abundantes las galaxias espirales y muy raras las galaxias lenticulares. Sin embargo, en los cúmulos de hoy en día ocurre justo al revés, lo que sugiere que las galaxias espirales se transforman con el tiempo en lenticulares. Además las primeras están formando estrellas nuevas constantemente y las segundas casi lo han dejado de hacer”, describe.

Existen varios modelos para tratar de explicar esto, pero el reto es entender la física que está detrás de la formación estelar y comprender mejor cómo la formación estelar actual afecta a la futura. Además también hay temas específicos. Por ejemplo: Todas las galaxias contienen un agujero negro supermasivo en su centro, pero ¿cómo influye este agujero negro en el resto de las galaxias y en su evolución?

Encontrar vida en otro planeta

Benjamín Montesinos
Centro de Astrobiología (INTA-CSIC)

Benjamín Montesinos y recreación planeta 'tipo Tierra'.

Imagen:autor /Nasa

Por el área de trabajo que investiga, la pregunta que más inspira a Benjamín Montesinos es la siguiente: ¿Cuándo podremos descubrir indicios de vida alrededor de un planeta extrasolar? En 1995 se descubrió el primer planeta alrededor de una estrella distinta del Sol y hoy la lista asciende a casi 500 planetas.

La gran mayoría de esos ‘exoplanetas’ o ‘planetas extrasolares’ detectados hasta ahora son gaseosos, con masas del orden de la de Júpiter, y muchos de ellos son muy calientes, ya que están cerca de la estrella en torno a la que orbitan.

Según el astrónomo, poco a poco nos estamos acercando a descubrir planetas rocosos, de los llamados ‘tipo Tierra’. “Esto quizás suceda en un plazo de unos pocos años. Y seguro que más pronto o más tarde descubriremos planetas en la llamada ‘zona de habitabilidad’, es decir, en una órbita donde si el planeta tiene agua, ésta puede estar en estado líquido”.

El siguiente paso, más complejo, es analizar las atmósferas de esos planetas y determinar si los compuestos que hay en ellas pueden tener un origen biológico o si por el contrario, los procesos que los originan son de pura química inorgánica.

“Está claro que una noticia que anuncie la existencia de vida en otro planeta tendría un impacto no solo en la física sino en toda la sociedad”, subraya Montesinos.

Un eslabón entre galaxias diferentes

Isabel Márquez
Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)

Isabel Márquez y galaxia sombrero M104.

Imagen: autora/ HST/Nasa/Esa

Isabel Márquez trabaja en el campo de las llamadas ‘galaxias activas’. Son aquéllas cuyos núcleos presentan un brillo excepcionalmente alto y variable, además de otras propiedades indicativas de la presencia de procesos físicos muy energéticos que no son debidos a las componentes "normales" de una galaxia (estrellas, polvo y gas interestelar).

Según el modelo más aceptado, esto se debe a la caída de materia hacia el agujero negro supermasivo (con masas entre cientos y miles de millones de veces la del Sol) que reside en el centro de la galaxia. Los procesos físicos que tienen lugar se manifiestan en todas las frecuencias, desde los rayos gamma a las ondas radio, con mayor o menor intensidad.

El campo de las galaxias activas es bastante amplio, y dentro de él la astrónoma se centra en un tipo especial de galaxias cuyo núcleo presenta uno de los niveles de actividad más bajos, los núcleos tipo LINER (Low Ionization Nuclear Emission-line Region).

“Podría representar el eslabón entre las galaxias activas y las que no lo son”, destaca la astrofísica, quien reconoce que el tema que más le intriga en astrofísica es conocer qué son exactamente y qué representan las galaxias con núcleos LINER.

“Con nuestras investigaciones pretendemos averiguar si efectivamente el bajo nivel de actividad puede explicarse por mecanismos diferentes de los que tienen lugar en otras galaxias activas más potentes, o si puede tratarse de núcleos especialmente oscurecidos”, plantea la investigadora.

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Más información:

Sociedad Española de Astronomía (SEA).

Seguimiento de la IX Reunión Científica.

Vía: SINC

El telescopio espacial Planck descubre un nuevo supercúmulo de galaxias

2010-10-11T17:00:00.001+02:00

El telescopio espacial Planck ha obtenido las primeras imágenes de cúmulos de galaxias obtenidas mediante el efecto Sunyaev-Zel'dovich (SZ), resultado de la interacción de la radiación de fondo de microondas con la materia en esos cúmulos. Investigadores del Grupo de Cosmología Observacional del Instituto de Física de Cantabria (IFCA, centro mixto del Consejo Superior de Investigaciones Científicas y la Universidad de Cantabria), que trabajan en el proyecto Planck, valoraron el resultado como “de gran relevancia”, ya que es la primera vez que se realizan este tipo de observaciones.

Planck. Fuente: ESA

Los cúmulos contienen cientos de galaxias y son los objetos más grandes del Universo. A través de su estudio se puede inferir la cantidad de materia del Universo, su edad y las propiedades de la materia oscura, la cual es aún un misterio para la ciencia. El descubrimiento “abre una ventana totalmente nueva sobre los supercúmulos”, explica José María Diego, investigador del IFCA y uno de los miembros del grupo que investiga los cúmulos con el efecto SZ. Según el científico, Planck permitirá responder a preguntas clave sobre la localización de la materia bariónica perdida alrededor de cúmulos de galaxias y sobre la formación de estas estructuras.

La detección de este supercúmulo es un avance a los nuevos descubrimientos que aportara Planck en este campo. Los datos de Planck muestran una gran concentración de plasma caliente entre los tres cúmulos (los cuales se pueden observar en rayos-X) que forman el supercúmulo. La presencia de este gas podría explicarse con fenómenos muy energéticos en el interior de los cúmulos o con una colisión entre los cúmulos que dejaría una gran concentración de plasma en el espacio existente entre los mismos.

Cazador de cúmulos

Lanzado el 14 de mayo de 2009 para estudiar la luz más antigua del cosmos, el Fondo Cósmico de Microondas (CMB), el telescopio espacial cuenta con un conjunto de nueve canales de frecuencia que cubren todo el rango espectral desde 30 a 857 GHz, lo que le convierte en un excelente cazador de cúmulos de galaxias. De hecho, los canales fueron seleccionados cuidadosamente por el equipo de Planck para el estudio del efecto SZ. Planck seguirá observando el Universo desde el espacio hasta el año 2013.

El Instituto de Física de Cantabria y el Departamento de Ingeniería de Comunicaciones de la UC han trabajado en el diseño y la calibración del Instrumento de Baja Frecuencia (LFI, en inglés Low Frecuency Instrument) de Planck. El IFCA también participa en la fase de explotación científica de los datos, con especial dedicación a la separación de las distintas componentes presentes en las imágenes.

http://max.ifca.unican.es/webcmb/

Fuente: Universidad de Cantabria / Instituto de Física de Cantabria (IFCA)

Vía: SINC

Venus Express se enfrenta a la resistencia de la atmósfera venusiana

2010-10-11T16:51:00.001+02:00

La atmósfera sobre las regiones polares de Venus es más fina de lo que se pensaba. ¿Qué cómo podemos saberlo? Porque la misión Venus Express de la ESA ha estado allí para comprobarlo. Esta vez no se limitó a tomar datos desde su órbita, sino que se zambulló en las capas superiores de la venenosa atmósfera de nuestro planeta vecino para realizar medidas de primera mano.

Vórtice en la región polar de Venus.

Crédito: ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Obs. de Paris-LESIA/Univ. of Oxford

Venus Express atravesó las últimas capas de la atmósfera de Venus durante tres series de pases a baja altura realizados entre Julio y Agosto de 2008, en Octubre de 2009 y entre Febrero y Abril de 2010. El objetivo era medir la densidad de las capas superiores de la atmósfera de Venus sobre las regiones polares, un experimento sin precedentes en este planeta.

La campaña ya ha generado diez resultados completos, que demuestran que la atmósfera sobre las regiones polares de Venus es un 60% más fina de lo esperado. Este sorprendente resultado podría indicar la presencia de ciertos fenómenos naturales actuando en la atmósfera de Venus. Un equipo de científicos dirigido por Ingo Mueller-Wodarg del Imperial College de Londres está investigando las posibles causas.

La densidad es un parámetro crítico para los controladores de esta misión, que están analizando la posibilidad de reducir todavía más la altura a la que Venus Express sobrevuela el planeta, lo que permitiría modificar la órbita y aumentar la vida de la misión.

“Sería peligroso que el satélite descienda más en la atmósfera sin comprender antes cómo se comporta la atmósfera de Venus”, comenta Pascal Rosenblatt, del Royal Observatory de Bélgica, miembro del equipo de control de la misión.

Tan sólo el hecho de que Venus Express pueda realizar este tipo de mediciones es de por sí digno de admiración. El satélite no fue diseñado para realizar estas maniobras y no tiene instrumentos capaces de medir directamente la densidad de la atmósfera. Para lograrlo, las estaciones de seguimiento en la Tierra han monitorizado con precisión cómo se reducía la velocidad de la sonda al cruzar las capas más altas de la atmósfera venusiana, como resultado de la resistencia aerodinámica.

Además, el equipo en el Centro Europeo de Operaciones Espaciales de la ESA en Darmstadt, Alemania, decidió girar los paneles solares de Venus Express de forma que uno permanezca paralelo y el otro perpendicular a la velocidad de vuelo. Como resultado, la resistencia aerodinámica induce un giro en el satélite.

La atmósfera de Venus se extiende desde la superficie del planeta hasta unos 250 km. Durante la campaña de Abril, Venus Express sobrevoló la superficie de Venus a tan sólo 175 km de altura.

Además de éste sorprendente resultado, la rotación del satélite permitió registrar un cambio abrupto en la densidad atmosférica al pasar del día a la noche de Venus. La próxima semana, Venus Express se zambullirá de nuevo en la atmósfera venusiana, esta vez descendiendo hasta los 165 km.

En base a estos resultados, el equipo de operaciones podrá modificar la trayectoria de Venus Express, reduciendo a la mitad el tiempo necesario para completar una órbita, lo que permitirá realizar nuevos experimentos científicos.

En la órbita elíptica en la que se encuentra actualmente, Venus Express necesita 24 horas para completar una vuelta entorno al planeta, acercándose a 250 km de su superficie en el periastro y alejándose hasta los 66 000 km en el apoastro. Cuando Venus Express se encuentra lejos del planeta, la gravedad del Sol la aparta ligeramente de su trayectoria nominal. Para compensar esta perturbación, cada 40-50 días se deben encender los motores de la sonda, consumiendo un combustible que a este ritmo se habrá agotado en 2015. Con el objetivo de aumentar la vida de la misión, el equipo de operaciones planea reducir la altura de la órbita (en su apoastro) utilizando la atmósfera del planeta para frenar la sonda. Se trata de una maniobra muy delicada y potencialmente peligrosa, que requiere un minucioso calculo previo.

“Todavía necesitamos terminar una serie de estudios preliminares para poder calcular en detalle esta delicada maniobra”, comenta Håkan Svedhem, Científico del Proyecto Venus Express para la ESA. “Si nuestros experimentos demuestran que se puede realizar la maniobra con total seguridad, seremos capaces de reducir la altura del apoastro de Venus Express a principios de 2012.”

Mientras tanto, los equipos de científicos involucrados en la misión se muestran muy satisfechos con los datos obtenidos hasta la fecha. “No podíamos estudiar esta región con nuestros instrumentos porque la atmósfera es demasiado fina, pero ahora estamos tomando medidas de primera mano”, concluye el Dr. Mueller-Wodarg.

Fuente: ESA

Los telescopios MAGIC observan una nueva galaxia y un agujero negro supermasivo

2010-10-11T16:39:00.001+02:00

Además de la nueva galaxia del cúmulo de Perseo y el agujero negro supermasivo a 4,5 mil millones de años luz, han observado una tercera fuente de naturaleza aún desconocida.

Los dos telescopios gigantes de 17 metros de diámetro MAGIC (Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov) preparados para la siguiente noche de observación en el Observatorio del Roque de los Muchachos, La Palma, Islas Canarias, España.
Fuente: R. Wagner, del Instituto Max Planck de Física Werner Heisenberg..

El Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) ha participado de forma directa en el hallazgo de dos de estos objetos extragalácticos.

El sistema estéreo MAGIC (Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov), con los mayores telescopios del mundo de rayos gamma de Muy Alta Energía (VHE, por sus siglas en inglés), situado en el Observatorio del Roque de los Muchachos, en la isla canaria de La Palma, ha observado rayos gamma procedentes de tres nuevos objetos fuera de la Vía Láctea: una galaxia, un agujero negro supermasivo y una fuente aún desconocida. Investigadores del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) han tenido una participación directa en el descubrimiento de los dos últimos junto con investigadores de otras instituciones que conforman la colaboración MAGIC.

La primera de las fuentes es IC 310, una galaxia situada en la parte externa de la región del cúmulo de galaxias de Perseo. La segunda, el quásar 4C+21.35, alberga un agujero negro supermasivo situado a una distancia de unos 4,5 mil millones de años luz (una tercera parte del radio del universo), lo que la convierte en la tercera fuente de rayos gamma VHE más distante encontrada hasta el momento. Por último, ha sido detectada la misteriosa fuente 1FGL J2001+435, cuya distancia y naturaleza son aún desconocidas.

Los rayos gamma VHE proceden de los fenómenos más violentos del universo: la explosión de estrellas masivas en forma de supernovas, las estrellas de neutrones que quedan como residuos de muchas de estas explosiones, la materia que cae en los agujeros negros estelares o supermasivos, los núcleos activos de las galaxias, los estallidos de rayos gamma, que se cree que son producidos por el colapso de una estrella gigante rotando muy rápidamente o por el choque de dos estrellas que orbiten una alrededor de la otra, etc.

Un agujero negro difícil de cazar

El IAC ha estado involucrado en el descubrimiento de 4C +21.35 y de 1FGL J2001+435, los dos hallazgos más recientes. Las observaciones de la primera fuente comenzaron el pasado 3 de mayo y se realizó un seguimiento hasta el 17 de junio, día en el que por fin se detectó el agujero negro supermasivo. Este hallazgo supone un avance en los modelos teóricos que tratan de describir los procesos que tienen lugar en este tipo de objetos.

Por otro lado, la observación de la fuente 1FGL J2001+435 se realizó como parte de una campaña de observación multifrecuencia en la que participaban telescopios ópticos, telescopios ultravioleta, de infrarrojos, de rayos X y radio, que cubría la mayor parte del espectro electromagnético. Se trata de una fuente no identificada y de la que no se sabe prácticamente nada, ni la distancia ni el tipo de fuente...Teniendo en cuenta las observaciones de MAGIC y los datos en rayos X, podría tratarse de una galaxia con núcleo activo. La cantidad de rayos gamma medidos y su espectro de energía podrían proporcionar una medida de la distancia.

Colaboración MAGIC

La Colaboración MAGIC, un esfuerzo común de 150 físicos europeos, inauguró en 2003 el mayor telescopio de rayos gamma de Muy Alta Energía del mundo: el telescopio de 17 metros MAGIC-I. En 2008, un segundo telescopio mejorado fue construido a una distancia de 85 metros de MAGIC-I, en el que se consiguió duplicar su sensibilidad con respecto a su 'gemelo'. MAGIC-II se hizo realidad en gran medida gracias al esfuerzo del responsable del proyecto, Florian Goebel, del Instituto Max Planck de Física, en Múnich, quien lamentablemente murió días antes de la primera luz del telescopio. El segundo telescopio ha convertido a MAGIC en la herramienta con mayor capacidad para cubrir el hueco observacional existente entre satélites y telescopios terrestres.

Los investigadores españoles constituyen casi una tercera parte de este contingente científico y han construido partes decisivas de los dos telescopios, como la cámara de MAGIC-I o el sistema de electrónica de lectura de MAGIC-II. En España está también localizado el centro de tratamiento y almacenamiento de datos de ambos telescopios. Siete instituciones españolas son miembros de MAGIC: el Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC), el Instituto de Astrofísica de Canarias, el Instituto de Ciencias del Espacio (IEEC/CSIC), el Instituto de Física de Altas Energías, la Universidad Autónoma de Barcelona, la Universidad de Barcelona y la Universidad Complutense de Madrid. Los grupos españoles de este joven campo de investigación reciben el apoyo del Ministerio de Ciencia e Innovación y de los proyectos Consolider-Ingenio CPAN y MULTIDARK.

Enlaces relacionados:
Página web del proyecto MAGIC en inglés
Página web de MAGIC en castellano

Fuente: IAC

¿Alguien podría llamar hogar a Gliese 581g?

2010-10-11T16:30:00.001+02:00

Bueno, finalmente lo han hecho. Aunque los astrónomos han detectado cerca de 500 planetas extrasolares en los últimos 15 años, todos han sido regalos de Navidad que, una vez abiertos, no fueron tan emocionantes. Consistían en mundos que eran demasiado grandes y demasiado calientes o fríos para que allí pudiera existir vida tal como la conocemos. Ahora, finalmente, los investigadores han descubierto un planeta que podría ser un primo de la Tierra.

Esta es una buena noticia, ya que comienza a corregir un hecho desalentador: hemos encontrado muy pocos sistemas solares parecidos al nuestro. Hace años, los astrónomos suponían alegremente que otros sistemas seguirían el mismo modelo del Sol; planetas pequeños y rocosos (y potencialmente habitables) que orbitan cerca de su estrella anfitriona, y con gigantes malolientes que orbitan más lejos.
Sin embargo, muchos de los planetas encontrados en los últimos 15 años han marchado al ritmo de un tambor diferente, mundos gigantes que abrazan a su estrella con tanta fuerza que un año puede ser tan corto como 100 horas.

Claro, los llamados "Júpiter calientes" son interesantes desde el punto de vista astrofísico. Desafiaron a los investigadores a entender cómo se formaron y cómo se las arreglaron para llegar a órbitas tan cercanas a su estrella. Pero, dejando la astrofísica a un lado, estos mundos ardientes claramente no eran el tipo de lugares donde la vida podría establecerse. Eso sería biología en un explosivo horno.

En otras palabras, los cazadores de planetas volvían del campo con el tipo de trofeo equivocado. Los planetas similares a la Tierra no eran parte del premio.

Los astrónomos explicaron que esto se debía simplemente a lo que se llama "efectos de selección". Sus técnicas de búsqueda estaban adaptadas a la búsqueda de planetas grandes y cercanos a sus soles. Así que cuando se preguntó "¿dónde están nuestros dobles planetarios?", muchos astrónomos silbaron en la oscuridad: Claro, manifestaron, podría haber muchos mundos similares a la Tierra por ahí, pero necesitamos otras técnicas para encontrarlos.

Ahora hay cada vez mayores razones para pensar que este optimismo está justificado. Los investigadores que utilizan el telescopio Keck en Hawaii han descubierto un planeta que podría, al menos en principio, estar inundado por océanos y cubierto con una atmósfera. El planeta se encuentra en el sistema de la estrella Gliese 581, a sólo 20 años-luz de distancia.

Pero hay que tener en cuenta que éste no es un gemelo idéntico a la Tierra. Gliese 581 es una pequeña estrella enana, con sólo una fracción del tamaño y el brillo de nuestro sol. Por lo tanto, los planetas que se encuentran en la llamada "zona habitable", es decir, a la distancia adecuada para que posiblemente existan océanos líquidos en su superficie, estarán en órbitas más pequeñas en relación al Sol mucho más caliente. El nuevo planeta está en una pista tan estrecha alrededor de su estrella que ha sucumbido a lo que se llama "bloqueo de marea". Esto significa que uno de los lados del planeta enfrenta constantemente a Gliese 581, así como un lado de la Luna siempre enfrenta a la Tierra.

Así que un hemisferio de este nuevo mundo, que tiene un diámetro sólo un 50% más grande que la Tierra, será sustancial y permanentemente más caliente que el otro. Pero el bloqueo de marea no tiene por qué excluir la vida, la que podría establecerse en algún punto entre el lado asoleado y la oscuridad de este mundo.

La pregunta obvia es: ¿podría este nuevo planeta tener habitantes? No lo sabemos todavía, aunque ha habido al menos un intento de averiguarlo. El Instituto SETI, como parte de un estudio de diez años de cerca de mil sistemas estelares, apuntó dos veces sus antenas en la dirección de Gliese 581, con la esperanza de captar señales de radio que probaran que alguien estaba en casa. Ninguna transmisión fue descubierta.

Esto debería provocar decepción, pero no desaliento. Después de todo, alguien podría haber mirado a la Tierra con un radiotelescopio durante la mayor parte de su historia de 4,5 mil millones de años, y no encontrar señales. Incluso si este mundo recién encontrado estuviera cubierto de criaturas, podrían ser especies que aún no son capaces de construir un transmisor de radio.

Lo importante del reciente descubrimiento de Gliese 581g no es que debemos esperar encontrar algunos 'Gliesenes', sino que los primos planetarios de la Tierra pueden, en efecto, ser tan comunes como los copos de maíz. Y si eso es cierto, entonces nuestras expectativas de encontrar homólogos a la Tierra entre las estrellas recibirá un significativo impulso.

Fuente

Vía: Cosmo Noticias

¿Forma la materia oscura las estrellas de quarks?

2010-10-11T16:13:00.001+02:00

La energía necesaria para convertir una estrella de neutrones en una estrella extraña, puede provenir de la aniquilación de las partículas que componen la materia oscura.

Esta es la conclusión de una nueva investigación de científicos de España, Reino Unido y Estados Unidos, que proponen este mecanismo de conversión como una buena manera de fijar un límite inferior a la masa de las partículas masivas de interacción débil (WIMPs), uno de los principales candidatos a constituir la materia oscura.

Una vez que su combustible nuclear se ha consumido, las estrellas por debajo de una cierta masa colapsan y forman estrellas de neutrones. Estos objetos extraordinariamente densos consisten casi exclusivamente de neutrones, pues el colapso gravitatorio ha forzado a la fusión de los protones con los electrones. Sin embargo, se ha propuesto que, si existe alguna fuente externa de energía adicional, las estrellas de neutrones se pueden convertir en estrellas extrañas, objetos formadas por materia extraña: una sopa de quarks.

La idea es que al añadir esta energía a un determinado volumen limitado de la estrella de neutrones, se desbloquean los quarks arriba y abajo confinados dentro de los neutrones. Entonces algunos de estos quarks se convertirán en quarks extraños, produciendo una zona de materia extraña conocida como strangelet. Si, como se cree, la materia extraña es en realidad más estable que la materia nuclear normal, existirá a una menor energía. El exceso de energía generado por la conversión de materia normal en materia extraña liberará entonces más quarks arriba y abajo, lo que llevará a la creación de más strangelets.

El resultado es un proceso en cadena capaz de convertir toda una estrella de neutrones en una estrella compuesta por materia extraña en un periodo de un segundo o menos. “La estrella de neutrones es metaestable”, explica Joseph Silk de la Universidad de Oxford, quien estuvo implicado en el estudio. “De la misma forma que un pequeño empujón puede mover a la persona del borde de una montaña y enviarla ladera abajo, es necesaria muy poca energía para transformar una estrella de neutrones en una estrella extraña”.

¿La materia extraña, existe?

Aunque no hay evidencias claras de que en realidad exista la materia extraña, la observación de estallidos extremadamente breves de rayos gamma ultrabrillantes sugiere la existencia de estas estrellas extrañas. Los investigadores han propuesto que la enorme energía que se necesita para producir estos estallidos de rayos gamma podría venir de la formación de un agujero negro, pero la gran cantidad de partículas de materia normal que rodean al agujero podrían absorber gran parte de esa energía. La conversión de una estrella de neutrones en una estrella extraña, sin embargo, podría proporcionar la energía requerida pero sin que la absorba la materia circundante.

No obstante, esto deja en pie la cuestión de dónde obtiene la estrella de neutrones la primera chispa de energía. Algunos han sugerido que procede de la energía del colapso o de rayos cósmicos de muy alta energía que impactan con la estrella. Silk, sin embargo, señala que el primer mecanismo requiere que la estrella de neutrones posea una masa mínima, pero se plantea el problema de que sería poco probable volcar energía hacia el centro de la estrella, donde debería iniciarse la reacción en cadena.

En cambio Silk, Ángeles Pérez-García de la Universidad de Salamanca, y Jirina Stone de la Universidad de Tennessee, han calculado que la aniquilación de WIMPs, que se pueden acumular en el centro de las estrellas, podría aportar esta energía. Si se confirma, este mecanismo aportaría un límite inferior nuevo, e independiente, para la masa de un WIMP. Éste es de aproximadamente 4 GeV, la mitad de la energía mínima necesaria para iniciar la conversión de la estrella de neutrones (con cada WIMP aportando la mitad de masa-energía en cada colisión).

Una nueva manera de encontrar WIMPs.

Los buscadores terrestres de materia oscura son capaces de llegar hasta los 50 GeV. Por ello, Silk comenta que este nuevo planteamiento podría proporcionar un complemento útil a los experimentos actuales. Señala que la teoría no favorece a una masa para un WIMP de entre 4 y 50 GeV, pero que los recientes y controvertidos resultados de los detectores terrestres han sugerido un valor de unos 10 GeV.

El equipo afirma que hay dos líneas de observación podrían apoyar su tesis y, por lo tanto, ayudar a establecer un nuevo límite a la masa de las WIMPs. Una implicaría medir la masa y radio de una estrella extraña, obtenidas mediante el estudio de la radiación de los púlsares, y comparar estos valores con las predicciones hechas por su modelo y las de los modelos alternativos. Las pruebas también podrían lograrse creando y luego midiendo strangelets en el RHIC en los Estados Unidos, o en el LHC en el laboratorio del CERN.

Paolo Gondolo, de la Universidad de Utah, cree que el nuevo mecanismo es plausible pero tiene dudas de que pueda usarse en la búsqueda de la materia oscura. “Aun si se detectase una estrella extraña, podría ser difícil decir si se formó debido a la aniquilación de materia oscura”, comenta.

Un cauto apoyo para el mecanismo de materia oscura lo proporciona Dejan Stojkovic, de la Universidad Estatal de Nueva York en Buffalo, quien dice que este proceso “podrían darse en la naturaleza”. Pero sostiene que se debe investigar la estabilidad de la estrella extraña en este escenario. “Si la aniquilación de WIMPs es demasiado rápida, o muy lenta, puede que la estrella nunca alcance un equilibrio termodinámico”.

Más información en el enlace.

Vía: Astrofísica y Física

Fin de las operaciones de la sonda WMAP

2010-10-11T16:01:00.001+02:00

Después de nueve años escaneando el firmamento, la sonda espacial Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) ha terminado su periodo de observaciones del fondo cósmico de microondas: la más vieja luz del universo. La nave no solo ha dado a los investigadores la mejor vista de este brillo remanente sino que también ha ayudado a establecer el modelo científico que describe la historia y la estructura del cosmos.

Fotografía detallada del universo primitivo creada con 7 años de datos de WMAP. Muestra en diferentes colores fluctuaciones de temperatura de 13 mil millones de años de antigüedad, semillas de las actuales galaxias.

Crédito: NASA.

Gary Hinshaw, un astrofísico del Goddard Space Flight Center, situado en Greenbelt, Maryland, centro espacial que dirige esta misión, declaró que "WMAP nos ha abierto una ventana al universo más primitivo que apenas podíamos imaginar hace tan sólo una generación; el equipo está todavía muy ocupado analizando datos por los que la comunidad científica espera con mucha impaciencia, recabados durante los nueve años que duró la misión ".

WMAP fue diseñada para darnos una vista detallada de las pequeñas diferencias de temperatura detectadas por primera vez en 1992 por la sonda de la NASA Cosmic Background Explorer (COBE), que subyacen en la radiación de fondo cósmico de microondas. El equipo de WMAP ha respondido muchas de las preguntas pendientes acerca de la edad y composición del universo. La sonda adquirió sus últimos datos científicos el día 20 de agosto, para luego, el día 8 de septiembre, ser comandada para encender sus propulsores y así abandonar para siempre su órbita de trabajo haciéndola entrar en una órbita de aparcamiento solar permanente. Charles Bennett, el investigador principal de la misión WMAP perteneciente a la Universidad Johns Hopkins de Baltimore afirmó en relación a las maniobra de aparcamiento final que "hemos lanzado esta misión en el año 2001 y completado muchos más de nuestros iniciales objetivos científicos: ya ha llegado la hora de completar de manera responsable las operaciones del satélite".

WMAP detectó la señal que nos llega del brillo remanente del joven y caliente universo, una imagen congelada de cuando el cosmos apenas tenía 380.000 años. A medida que el universo se fue expandiendo, durante los siguientes 13 mil millones de años, esta luz fue perdiendo energía paulatinamente, estirándose su longitud de onda. Hoy es detectada en forma de microondas. WMAP está en el Libro Guinness de los récords por conseguir "la más exacta medida de la edad del universo". La misión ha establecido que el cosmos tiene 13,75 miles de millones de años, con un error estimado de un uno por ciento. También ha sido capaz de mostrarnos que la materia ordinaria, es decir la que está formada por átomos, ocupa tan sólo un 4.6 % del cosmos verificando así que la mayor parte del universo está formado por dos entidades que los científicos todavía no conocen bien. Una de ellas, la Materia Oscura, es el 23 % del universo y es un tipo de materia que todavía no ha sido identificado. La otra es la Energía Oscura, una entidad gravitacional de naturaleza repulsiva que parece una característica propia del vacío. WMAP ha confirmado su existencia y determinado que ocupa un 72% del cosmos.

Otra aportación de calado efectuada por el trabajo de la sonda engloba al hipotético crecimiento rápido exponencial del cosmos llamado "inflación". Durante décadas los cosmólogos han sugerido que el universo había atravesado una etapa de rápido crecimiento dentro de la primera billonésima de segundo de su existencia. Las observaciones de la sonda WMAP vienen a sostener que la inflación ocurrió realmente y la observación en detalle de sus mediciones pueden, si no confirmar la hipótesis, sí al menos descartar algunos escenarios de inflación y apoyar otros con datos relevantes. "Nunca deja de asombrarme el hecho de que podemos efectuar mediciones que nos hacen distinguir entre lo que puede o no puede ocurrir en la primera billonésima de segundo de vida del universo" declaró Bennet.

WMAP fue la primera sonda espacial que utilizó el punto de equilibrio gravitacional conocido como "Tierra-Sol L2" para su campaña de observaciones. Su localización está, aproximadamente, a 1.5 millones de kilómetros (*). Jaya Bapayee, director ejecutivo del programa en la agencia espacial estadounidense ha querido comentar que "WMAP ha proporcionado medidas de los parámetros fundamentales del universo y los científicos utilizarán esta información durante años para perseverar en su búsqueda por comprenderlo mejor". Lanzada con el nombre MAP el día 30 de junio del año 2001, la sonda fue luego rebautizada WMAP en honor a David T. Wilkinson, el cosmólogo de la Universidad de Princeton que fundó en equipo de investigación y que falleció en septiembre de 2002.

Artículo original:

- NASA's WMAP Project Completes Satellite Operations (Fuente: NASA)

Más información:

- Página Web de la Misión WMAP (Fuente: NASA)

Vía: Astroseti

Pueden haber observado la radiación de Hawking por primera vez

2010-10-11T15:53:00.001+02:00

En 1974, Stephen Hawking predijo que los agujeros negros emiten radiación térmica debido a los efectos cuánticos, haciendo que el agujero negro pierda masa y quizás en última instancia, se desvanezca. Pero a pesar de los numerosos intentos de observar la radiación de Hawking, los astrónomos no habían detectado hasta ahora alguna señal de ella. Ahora, sin embargo, un equipo de científicos de Italia afirma haber observado algo que se parece mucho a la radiación de Hawking de un horizonte de sucesos de un agujero que crearon en el laboratorio.

Franco Belgiorno en la Universidad de Milán y sus coautores publican su estudio en un número de Physical Review Letters, y el documento está disponible en arXiv.org.

Como los físicos explican en su estudio, el ingrediente esencial de la radiación de Hawking no es el agujero negro en sí, sino más bien la curvatura del espacio-tiempo asociada con el horizonte de sucesos del agujero. El horizonte de sucesos actúa como un límite más allá del cual la luz no puede escapar. Así que los pares de partículas excitadas desde el vacío que forma el límite del horizonte del agujero negro se dividen de manera que el fotón interior cae y el fotón exterior escapa, obteniendo energía a expensas del agujero negro.

Los horizontes de sucesos no son exclusivos de los agujeros negros, ya que pueden ser observados en una variedad de sistemas físicos, como el agua que fluye a un movimiento "índice de refracción de perturbación" (RIP) en un medio dieléctrico (en el que la luz puede cambiar el índice de refracción del medio). Es este sistema el que Belgiorno y sus colegas utilizaron en su experimento.

Para crear la radiación de Hawking, los científicos dispararon pulsos de láser ultracortos (1 picosegundo) a vidrio transparente, excitando un RIP que exhibió un horizonte de sucesos. Utilizando una cámara CCD, los investigadores detectaron un tipo peculiar de emisión de fotones en un ángulo de 90 grados con el vidrio. Como explicaron los investigadores, ordenaron el experimento de manera que suprimiera en gran medida o eliminara otros tipos de radiación.

"Detectamos evidencia experimental de emisión de fotones que por un lado tiene las características de la radiación de Hawking y, por otro lado, se distingue y por lo tanto es independiente de otros mecanismos de emisión de fotón conocidos", escribieron los físicos en su estudio. "Por lo tanto, interpretamos la emisión de fotones observados como un indicio de la radiación de Hawking inducida por un horizonte de sucesos análogo".

Curiosamente, los físicos notaron que en realidad hay dos horizontes de sucesos asociados con el RIP. Además del horizonte del agujero negro, también hay un inverso del horizonte del agujero negro que se llama horizonte del agujero blanco. A medida que la luz del láser se acerca el RIP, la luz experimenta un aumento en el índice de refracción local, que causa una reducción de velocidad. Bajo las condiciones apropiadas, la luz puede ser llevada a un 'estancamiento' en el marco de referencia comóvil con el PIR, que forma un límite más allá del cual la luz no puede penetrar: el horizonte de sucesos del agujero blanco. En el caso del RIP, el borde de entrada es el análogo del horizonte del agujero negro y el borde de salida es el análogo del horizonte del agujero blanco.

Con estas observaciones, los físicos han demostrado que es posible investigar la física de la evaporación de un agujero negro en otros sistemas más accesibles. Si los experimentos futuros confirman que se trata de la radiación de Hawking, los resultados podrían tener importantes implicaciones, desde el destino de un agujero negro hasta cómo puede terminar el Universo.

Fuente

Vía: Cosmo Noticias

Descubren hielo de agua en otro asteroide

2010-10-11T15:39:00.001+02:00

El hielo de agua podría ser más común en los asteroides de lo que se pensaba.

Dos equipos de investigadores, quienes ya publicaron en abril el descubrimiento de las primeras evidencias de hielo de agua y moléculas orgánicas en el asteroide 24 Themis, de 200 kilómetros de diámetro, han descubierto ahora que el asteroide 65 Cybele contiene el mismo material.

“El descubrimiento indica que esta región de nuestro Sistema solar contiene más hielo de agua de lo que anticipábamos”, afirma el profesor de la Universidad de Florida Central, Humberto Campins. “Y apoya la teoría de que pueden haber colisionado asteroides con la Tierra, trayendo agua a nuestro planeta y los ingredientes para que la vida se formara y evolucionara aquí”.

En el mes de abril, dos equipos de investigadores encontraron las primeras evidencias de agua de hielo y moléculas orgánicas en el asteroide 24 Themis, y ahora han hallado estas mismas pruebas en el asteroide 65 Cybele.

65 Cybele es un poco mayor que 24 Themis, tiene un diámetro de 290 kilómetros, mientras que Themis posee 200 kilómetros. Ambos se encuentran en la misma región del cinturón de asteroides, situado entre Marte y Júpiter.

El artículo sobre el hallazgo se publicará en la revista europea Astronomy and Astrophysics, y además los datos fueron presentados en la reunión de la División de Ciencias Planetarias de la American Astronomical Society, realizada esta semana.

Fuente: Universe Today.

Vía: AXXON

Una estrella con una excepcional concentración de elementos

2010-10-11T15:33:00.001+02:00

En algunas estrellas, como la descubierta recientemente SDSS J2357-0052, existe una excepcional y alta concentración de raros elementos producidos por un proceso poco común.

Remanente de supernova de Tycho. Crédito: Telescopio Spitzer, Chandra y Calar Alto

Hace un poco más de tres años, escribí una publicación que conmemoraba el 50º aniversario de uno de los artículos más notables en la historia de la astronomía. En este trabajo, Burbidge, Burbidge, Fowler y Hoyle establecieron las bases para la comprensión de cómo se acumulan elementos pesados en el universo.

La versión corta de la historia es que se han identificado dos procesos principales: El proceso lento (s, por el inglés Slow) y el proceso rápido (r). El proceso-s es aquel en el que más presente tenemos, en el que los átomos son bombardeados lentamente con protones y neutrones, formando su masa atómica. Pero como señalaba el artículo, a menudo esto ocurre con demasiada lentitud para que un proceso que da por sentado isótopos inestables que no duran el tiempo suficiente para absorber otro antes de decaer a un número atómico menor supere la barrera.

En este caso, se necesita el proceso-r, en el que el flujo de nucleones es mucho mayor a fin de superar la barrera.

La combinación de estos dos procesos ha hecho un buen papel al adecuarse a las observaciones de lo que vemos, en general, en el universo. Pero los astrónomos no tienen descanso: el universo siempre tiene sus rarezas. Un ejemplo son las estrellas que tienen cantidades relativas muy raras de los elementos formados por estos procesos. Como el proceso-s es mucho más común, es el que debemos ver primordialmente, pero en algunas estrellas, como SDSS J2357-0052, existe una excepcional y alta concentración de raros elementos de proceso-r. Un reciente documento explora este elemental enigma.

Como lo implica la designación, esta rareza llamada SDSS J2357-0052 fue descubierta por el Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Esta exploración utiliza varios filtros para tomar imágenes de campos de estrellas en diferentes longitudes de onda. Se eligen algunos de los filtros para que caigan en rangos de longitud de onda en la que existen unas líneas de absorción bien conocidas de los elementos que se sabe son los marcadores de la metalicidad promedio. Este sistema fotométrico permitió obtener a un equipo internacional de astrónomos, liderado por Wako Aoki del Observatorio Astronómico Nacional en Tokio, hacer una visión rápida de la composición metálica de las estrellas y así elegir las más interesantes para realizar un estudio más profundo.

Estas observaciones adicionales se realizaron con espectroscopía de alta resolución y mostraron que la estrella tenía menos de una milésima de la cantidad de hierro que posee el Sol ([Fe / H] = -3,4), lo que la situa entre las estrellas más pobres en metal que se han descubierto. Sin embargo, el hierro es el resultado de los elementos producidos por el proceso-s. Cuando vamos más allá de ese número atómico, la abundancia relativa cae muy rápidamente. Si bien el bajón en SDSS J2357-0052 seguía siendo alto, no estaba para nada cerca de lo dramático que es en la mayoría de otras estrellas. Esta estrella tenía un aumento dramático de los elementos del proceso-r.

Se han descubierto varias estrellas pobres en metal con este aumento del proceso-r. Pero ninguna donde aparezca junto con esa deficiencia extrema de hierro. La conclusión de esta combinación es que esta estrella deber haber estado muy cerca de una supernova. Los autores sugieren dos escenarios que pueden explicar las observaciones. En el primero, la supernova se produjo antes de que la estrella se formara, y SDSS J2357-0052 se formó en las inmediaciones antes de que el material aumentado pudiese dispersarse y mezclarse con el medio interestelar. El segundo es que SDSS J2357-0052 ya era una estrella gormada en una órbita binaria con una estrella que se convirtió en una supernova. Si fue el segundo caso, probablemente esto le daría a la estrella más pequeña una gran “patada” al cambiar dramáticamente la masa que tiene el sistema. Aunque no se detectó una velocidad radial excepcional en SDSS J2357-0052, el movimiento (si existiera) podría estar situado en un plano del cielo que requiera unos apropiados estudios de movimiento para confirmar o refutar esta posibilidad.

Los autores también señalan que la primera estrella con características un tanto similares (aunque no tan extremas) fue descubierta antes que ésta en el halo exterior, donde es baja la probabilidad de que se produjera la necesaria supernova. Como tal, es más probable que la estrella fuese expulsada en un proceso que establece cierta credibilidad para el escenario en general, aún si no fuese éste el caso de SDSS J2357-0052.

Fuente: Universe Today.

Vía: AXXON

Listado de Noticias - Octubre 2010

2010-10-11T15:25:00.001+02:00

Octubre 2010

Más noticias

El cielo nocturno en octubre de 2010

2010-10-11T15:21:00.001+02:00

La constelación de Pegasus, junto con Andrómeda y Cassiopeia, con Perseus hacia el noreste, dominarán los cielos de las latitudes norte. En Andrómeda se encuentra la galaxia importante más cercana a nuestro planeta, la galaxia de Andrómeda, objeto del catálogo Messier M31. Si observamos M31 desde lugares con poca contaminación lumínica, la apreciaremos como una neblina alargada, pero si la observamos con unos prismáticos se llega a distinguir el centro de la galaxia, abarcando una anchura aparente mayor que el diámetro de una luna llena. En la zona sur aparecen constelaciones más débiles, como Pices, Aquarius y Aries, con Taurus iniciando la procesión de las constelaciones zodiacales de invierno. El triángulo de verano (Altair en Aquila, Vega en Lyra y Deneb en Cygnus), dominarán los cielos noroestes.

Desde las latitudes sur, Fomalhaut se encontrará cerca del cenit, siendo un magnífico momento para su observación. Las Nubes de Magallanes las podremos localizar hacia el sureste a la mayor, y hacia el sur a la pequeña. Pegasus dominará el cielo norte y al igual que en el hemisferio norte, se observarán constelaciones zodiacales bastante débiles, como Pisces, Aquarius y Aries. Sculptor, Grus, Phoenix, Aquarius y Tucana se encontrarán en el cenit. En Tucana podremos observar el segundo mejor cúmulo globular del cielo, NGC 104 (47 Tucanae), muy cercano a la Pequeña Nube de Magallanes; el observarlo con unos prismáticos es espectacular. Para los habitantes del hemisferio sur es el mejor momento para la observación de la galaxia de Adrómeda, M31, situada cerca del horizonte norte.

Durante este mes asistiremos a la lluvia de meteoros de Las Oriónidas, entre el 2 de octubre y el 7 de noviembree, con su día de máxima actividad hacia el día 21. Su origen es el cometa Halley y su radiante es la constelación de Orión, al norte de la estrella Betelgeuse. Su frecuencia se estima en unos 30 meteoros por hora.

Esta es una propuesta para la observación durante este mes:

Hemisferio Norte
Hemisferio Sur

Efemérides y visibilidad planetaria

Las efemérides más interesantes de este mes serán (tiempos en TU):

Octubre 2010
01-oct-10	00:45	Saturno en conjunción
01-oct-10	03:51	Cuarto menguante
07-oct-10	11:08	Mercurio a 8.02ºN de la Luna
07-oct-10	15:25	Saturno a 8.77ºN de la Luna
07-oct-10	18:44	Luna nueva
08-oct-10	14:57	Mercurio a 0.59º de Saturno
09-oct-10	16:48	Venus a 2.38ºS de la Luna
10-oct-10	01:53	Marte a 3.85ºN de la Luna
14-oct-10	21:27	Cuarto creciente
17-oct-10	23:01	Neptuno a 4.26ºS de la Luna
20-oct-10	10:39	Júpiter a 6.47ºS de la Luna
20-oct-10	14:08	Urano a 5.44ºS de la Luna
23-oct-10	01:36	Luna llena
24-oct-10	11:06	Mercurio a 7.18º de Venus
30-oct-10	12:45	Cuarto menguante
Lluvia de meteoros: Delta-Aurigidas, actividad desde el 18 de septiembre al 10 de octubre, con máximo el 29 de septiembre, THZ 2. Radiante en Auriga, AR 88º, DE +49º
Lluvia de meteoros: Dracónidas, actividad desde el 6 al 10, con máximo el 8 de octubre a las 16h 40min TU, THZ Var. Radiante en Draco, AR 262º, DE +54º
Lluvia de meteoros: Epsilon-Gemínidas, actividad desde el 14 al 27, con máximo el 18 de octubre, THZ 3. Radiante en Géminis, AR 102º, DE +27º
Lluvia de meteoros: Oriónidas, actividad desde el 19 al 7 de noviembre, con máximo el 21 de octubre, THZ 30. Cometa: Halley Radiante en Orión, AR 95º, DE +16º
Lluvia de meteoros: Leo Minoridas, actividad desde el 19 al 27, con máximo el 23 de octubre, THZ 2. Radiante en Leo Minor, AR 37º, DE +62º

Mercurio será observable solo durante la primera semana del mes, justo antes de los amaneceres, con una magnitud de -1,0..

Venus será inobservable durante el mes de octubre.

Marte, dada su cercanía al sol, será muy difícil de observar.

Júpiter, después de haber estado en oposición el pasado mes de septiembre, se podrá observar durante casi toda la noche.

Saturno entrará en conjunción con el sol del día 1 de octubre. Empezará a poder observase de nuevo a partir del día 16.

Ver:

Visibilidad planetaria
Ortos y ocasos

Las constelaciones

Las constelaciones que alcanzan su momento de mejor visibilidad son Phoenix, Andromeda, Pisces, Cassiopeia, Cetus, Triangulum, Hydrus y Aries. Este mes lo dedicaremos a la constelación de Cassiopeia, es una constelación circumpolar del hemisferio norte, una de las constelaciones más fáciles de localizar por su forma característica y por estar situada en una zoa que tiene muy pocas estrellas. Está situada en la Vía Láctea entre Perseus y Cepheus, al norte de Andrómeda. Sus cinco estrellas principales forman una "M" o una "W" (depende del momento de observación) muy fácil de reconocer. Si prolongamos la línea imaginaria que une a Megrez de la Osa Mayor con Polaris de la Osa Menor, llegamos a Beta de Cassiopeia.

Constelación de Cassiopeia (Casiopea)
Nombre abreviado: Cas
Localización: AR 1,01 horas, Dec 62,20º
Franja de observación: 90ºN - 12ºS
Carta de la constelación

Es una constelación circumpolar del hemisferio norte, una de las constelaciones más fáciles de localizar por su forma característica y por estar situada en una zoa que tiene muy pocas estrellas. Está situada en la Vía Láctea entre Perseus y Cepheus, al norte de Andrómeda. Sus cinco estrellas principales forman una "M" o una "W" (depende del momento de observación) muy fácil de reconocer.

Estrellas más importantes:

Schedar, Alpha de Cassiopeia( a ). Es una estrella gigante de un amarillo-anaranjado, con una magnitud de 2,2 y del tipo K.

Caph, Beta de Cassiopeia ( b ). Es una estrella subgigante blanco-amarilla, del tipo F y con una magnitud de 2,2.

Cih, Gamma de Cassiopeia ( g ). Se trata de una estrella variable eruptiva, que cada tanto expulsa capas de materia. Su magnitud varia entre 1,6 y 3,4. Es una subgigante azul del tipo B.

Ruchbah, Delta de Cassiopeia ( d ). Es una gigante blanca del tipo espectral B con una magnitud de 2,7. Además es una binaria eclipsante, cada 759 días sufre un eclipse parcial de una compañera más pequeña que pasa por delante, de la que, por el momento, nada se conoce.

Segi, Épsilom de Cassiopeia ( e ). Es una estrella gigante de color azul y tipo espectral B y una magnitud aparente de 3,38.

Archid, Eta de Cassiopeia ( h ). Es una estrella doble en la que la estrella principal es de color amarillo oro y del tipo F y una magnitud de 3,44. Su compañera es de color rojo y con una magnitud de 7,2.

R de Cassiopeia. Se trata de una estrella variable del tipo Mira. Su magnitud aparente varia entre 4,7 y 13,50 a lo largo de un período de 430,46 días. Las variables Mira son estrellas en los últimos estadios de su evolución cuya inestabilidad proviene de pulsaciones en su superficie que provocan cambios en su color y brillo.

Objetos de interés:

M 52 - NGC 7654: Es un cúmulo abierto. Los aficionados que dispongan de unos buenos prismáticos o un pequeño telescopio pueden observar M52 como una mancha nebular. Con un telescopio de 4 pulgadas se muestra como un denso y magnífico cúmulo, rico en estrellas tenues, y descrito frecuentemente como con forma de "V" o de ventilador; la gigante amarilla más brillante se encuentra en el borde suroeste. John Mallas observó "una región interior con forma de aguja dentro de un semicírculo". Las estrellas principales son blancas, de modo que se trata de un cúmulo joven. Tiene una magnitud de 6.9.

M 103 - NGC 581: Con binoculares, el cúmulo abiert M103 es fácil de encontrar e identificar, y bien visible como un parche en forma de ventilador. Mallas establece que con un objetivo de 10x40 se pueden discernir las estrellas del cúmulo; sin embargo, esto se da solo bajo condiciones de buena visibilidad. El objeto no es fácil de identificar con telescopios porque es bastante ligero y pobre, y pudiera confundirse con grupos de estrellas o cúmulos en los alrededores. Pero los telescopios muestran muchas de las estrellas mas tenues que lo componen. Tiene una magnitud de 7,4.

NGC 457: También es un cúmulo abierto. Su magnitud es de 6,4, siendo uno de los cúmulos abiertos más brillantes que no están incluidos en el Catálogo Messier. En astronomía amateur es conocido como el Cúmulo del Búho o el Cúmulo de ET. Contiene unas 80 estrellas.

NGC 147 y NGC 185: NGC 147 es una galaxia enana esferoidal a unos 2,53 millones de años luz de la Tierra. Es una galaxia satélite de la galaxia de Andrómeda (M31) y por tanto forma parte del Grupo Local. Forma un sistema doble con la cercana galaxia NGC 185 (galaxia enana elíptica), también satélite de M31. Ambas galaxias se pueden observar con pequeños telescopios, teniendo unas magnitudes aparentes de 9,50 y 9,20 respectivamente.

IC 1805 e IC 1848: Ubicadas en el brazo de Perseo de nuestra galaxia, la nebulosa Corazon y la nebulosa Alma son muy brillantes (a pesar de eso es necesario un telescopio para verlas) en una region de la galaxia donde muchas estrellas se estan formando. IC 1805 (la nebulosa Corazón) es a menudo llamada tambien como la nebulosa del Perro Corriendo, debido obviamente a la apariencia de la nebulosa vista desde un telescopio. Pulsar aquí para poder ver una imagen espectacular de estas dos nebulosas tan próximas.

Imagen: Cúmulo abierto M 103, NGC 581

Fuente: El cielo del mes

El telescopio de 60 pulgadas de Monte Wilson (1908)

2010-09-14T11:47:00.001+02:00

Cuando en 1897 todavía se estaba inaugurando el colosal refractor Yerkes en Wisconsin, el cristal del que llegaría a ser el primero de la generación actual de telescopios —los reflectores de grandes dimensiones— se encontraba en el sótano de ese mismo edificio. Finalmente, el infatigable George Ellery Hale construyó este reflector en Monte Wilson, al noreste de Los Angeles, California, en 1908.

George Ritchey, un óptico de gran talento, diseñó el telescopio de 60 pulgadas (1,50 m), siendo el primero en encontrar la manera de desviar la luz a instrumentos fuera del telescopio. El "sistema Coudé" permitía que los astrónomos utilizaran un gran número de instrumentos diferentes para analizar la luz.

En esta fotografía de 1946 (clic en la imagen para ampliarla), Gene Hancock, el asistente del turno de noche del observatorio, fuma en pipa mientras controla manualmente el movimiento del telescopio de 60 pulgadas. En la actualidad son las computadoras las que están a cargo del movimiento de ajuste fino del telescopio, una tarea necesaria para compensar el movimiento del cielo causado por la rotación de la Tierra.

Fuente: The most important telescopes in history. Crédito de la imagen: Biller Miller, extraída de Eyes on the Skies: 400 Years of Telescopic Discovery, de Govert Schilling y Lars Lindberg Christensen (Wiley-VCH, 2009) (en inglés).

Accede al resto de la serie desde aquí.

Aquí encontrarás más series de artículos.

Vía: El Sofista

El Gran Telescopio Canarias cumple su primer año

2010-09-14T11:36:00.001+02:00

En estos 365 días de vida científica se han logrado importantes hallazgos que expresan la capacidad científica del GTC.

El Gran Telescopio Canarias (GTC) –ubicado en el Observatorio del Roque de los Muchachos, en La Palma - cumple su primer año con la próxima incorporación de su segundo instrumento científico, CanariCam, para implementar la capacidad de observación infrarroja en el mayor telescopio del mundo. Además de otros tres nuevos instrumentos ya en fase de construcción, en estos momentos distintos comités de expertos están estudiando proyectos candidatos a convertirse en instrumentos de tercera generación.

El GTC se inauguró el 24 de julio de 2009 bajo la presidencia de SS.MM. Los Reyes de España y con la más alta representación política, social y científica canaria, española e internacional. Se trata del mayor telescopio óptico-infrarrojo del mundo –con un espejo primario de 10,4 metros de diámetro- aunque lo más importante en este caso no es el tamaño sino que trabaja con la tecnología más puntera e ingeniosa de la Astrofísica moderna. De hecho, se ha convertido en el trampolín para algunas de las empresas españolas que lo construyeron y que, ahora, son proveedoras de esta tecnología para otros grandes proyectos. Además, la ESO (Organización Europea para la Investigación Europea en el Hemisferio Austral) utiliza el GTC como banco de pruebas técnicas para el megatelescopio de 40 metros que piensa construir en Chile.

El GTC es una iniciativa liderada por el IAC y gestionada por la empresa pública GRANTECAN, participada por la Administración del Estado (Ministerio de Ciencia e Innovación) y el Gobierno de Canarias, a través de los Fondos Europeos de Desarrollo Regional (FEDER) de la Comunidad Europea. Además, cuenta con la participación de México, a través del IA-UNAM (Instituto de Astronomía de la Universidad Nacional Autónoma de México) y del INAOE (Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica), y Estados Unidos, a través de la Universidad de Florida.

En este año, el GTC ha dado a los astrofísicos peticionarios datos observacionales para que empezasen a hacer ciencia con ellos. Los científicos se han valido de este instrumento para, como ejemplo más reciente, descubrir potasio en dos planetas extrasolares con una nueva técnica que abre las puertas a la caracterización de atmósferas de planetas habitables y algunos equipos internacionales han destacado que se trata de un instrumento que puede hacer lo que se creía exclusivo de los telescopios espaciales.

Además, GTC ha logrado elaborar un nuevo sistema de detección de planetas fuera del Sistema Solar, observar exóticas estrellas de neutrones, descubrir que fenómenos hacen despertar a los cuásares o hacer interesantes seguimientos a asteroides, entre otros.

Ajustes

GTC es en sí mismo, un gran prototipo ya que muchos de sus elementos técnicos son únicos y han sido diseñados y fabricados para este gigante con la supervisión de GRANTECAN. Para este tipo de máquinas científicas no hay piezas fabricadas en serie ni soluciones anteriores que sirvan. Esto lo convierte en un reto técnico constante y ha generado muchos problemas en este primer año de vida, algo común a otras grandes instalaciones científicas como el LHC o el telescopio espacial Hubble.

Por ello, durante los primeros meses tras su inauguración, el GTC ha tenido que dedicar el 50 por ciento de su tiempo sólo a ajustes técnicos y en la actualidad, continúa destinando un 20 por ciento de su tiempo a estos quehaceres. Algunos de estos problemas han venido por ajustes en el instrumento de primera luz de GTC: Osiris, en su mayor parte ya solventados, y con la compuerta de observación de la cúpula que tiene dificultades en el sistema de apertura y cierre.

En estas semanas está prevista la colocación del segundo instrumento de GTC: CanariCam. Será el ojo que busque la formación de estrellas y de planetas al trabajar en el rango infrarrojo medio, invisible para el ojo humano, que permitirá el estudio de campos magnéticos y de las características de los granos de polvo a partir de los que se forman las estrellas y los planetas.

Dossier informativo

Fuente: Instituto de Astrofísica de Canarias

Hace dos siglos se veían auroras en Barcelona

2010-09-14T11:16:00.001+02:00

Las auroras boreales y australes son fenómenos luminosos propios de los polos de la Tierra, pero entre 1780 y 1825 se observaron 19 en Barcelona. Así se recoge en la documentación que elaboró el doctor Francisco Salvá y Campillo en aquella época, y que ahora un grupo de investigadores extremeños y catalanes ha sacado a la luz. En latitudes tan bajas como la Península Ibérica se podrían volver a ver auroras si se produce una gran tormenta solar.

Aurora rojiza vista desde la Estación Espacial Internacional. Imagen: NASA

“Hemos localizado las fechas de 19 auroras observadas desde Barcelona a lo largo de 45 años de registros meteorológicos tomados entre finales del siglo XVIII y principios del XIX”, destaca a SINC José Manuel Vaquero, profesor del Departamento de Física en la Universidad de Extremadura y coautor de un estudio que acaba de publicar la revista Advances in Space Research.

El fenómeno luminoso de las auroras (‘boreales’ en el hemisferio norte y ‘australes’ en el sur) se origina por los efectos de las tormentas solares, que provocan alteraciones en el campo geomagnético de la Tierra. Las auroras se observan sobre todo en los cielos de zonas próximas a los polos de la Tierra.

“Pero si se producen grandes tormentas solares, pueden verse en lugares con latitudes mucho más bajas, como Barcelona, aunque no son tan llamativas: la zona norte del cielo se aprecia de color rojo y, excepcionalmente, pueden observarse otros colores y algo de movimiento”, explica Vaquero, quien no descarta ver de nuevo auroras en la Península Ibérica si se repiten las mismas condiciones.

El investigador destaca que lo más llamativo de los registros es el descenso abrupto del número de auroras a partir de 1793: “Algo que puede explicarse por un brusco descenso en la actividad solar, conocido como el ‘mínimo de Dalton’ (a principios del siglo XIX), y una disminución a lo largo del tiempo de la latitud geomagnética (ángulo entre un paralelo y el ecuador geomagnético cuya variación para Barcelona se ha estimado en este trabajo como 4 grados en aproximadamente cuarenta años)”.

El ilustrado Francisco Salvá

Página manuscrita con los registros que Francisco Salvá tomó en noviembre de 1798.

Imagen: Vaquero et al.

El estudio se ha basado en las observaciones que realizó entre 1780 y 1825 el médico y físico Francisco Salvá y Campillo (1751-1828), impulsor en España de la renovación científica que promovía la Ilustración. El equipo de investigación, integrado también por científicos de la Universidad de Barcelona, ha accedido a sus manuscritos originales que se conservan en el Archivo de la Academia de Medicina de la ciudad condal.

En el siglo XVIII no existía una red de estaciones meteorológicas mantenida por el Estado español, y las únicas y muy escasas observaciones que quedan son las que realizaron aficionados como Salvá. Los registros sistemáticos del doctor se incluían dentro de sus observaciones meteorológicas instrumentales, que también tienen gran interés científico para caracterizar el clima de Barcelona durante aquel periodo.

Los registros de las 19 auroras se limitan a escuetas menciones, aunque hay una, la del 14 de noviembre de 1789, que incluye un descripción más detallada: “La aurora boreal del día 14 empezó al N-NE y corrió al O. A las 11h subía un poco por nuestro horizonte, y era poco encendida. Después subió y se coloró más. A las 5 de la mañana del 15 duraba aún, y tal vez la de este día era residuo de la anterior. A las 6 dadas de la noche ya se veía”.

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DISPONIBLE VÍDEO RELACIONADO.

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Referencia bibliográfica:

J.M. Vaquero, M.C. Gallego, M. Barriendos, E. Rama y A. Sánchez-Lorenzo. “Francisco Salvá’s auroral observations from Barcelona during 1780–1825”. Advances in Space Research 45 (11):1388–1392, 2010. Doi: doi:10.1016/j.asr.2010.02.009.

Fuente: SINC

Encuentran abundante vapor de agua en una vieja estrella

2010-09-14T11:11:00.001+02:00

Un equipo de investigadores europeos y de Canadá ha detectado vapor de agua muy caliente y abundante en el espectro de una vieja estrella rica en carbono. El sorprendente descubrimiento, que el día 2 de septiembre publicó Nature, confirma la presencia de agua en el interior de su envoltura gaseosa, y pone de relieve las lagunas que todavía existen sobre la química de las estrellas evolucionadas. En el estudio han participado científicos del Centro de Astrobiología (CSIC-INTA).

El telescopio espacial Herschel ha detectado vapor de agua en una vieja estrella. Imagen: ESA

El espectro de la vieja estrella rica en carbono denominada CW Leonis o IRC 10216 ha revelado la presencia de vapor de agua a una temperatura de unos 700 ºC en la ardiente región interior de su envoltura gaseosa. Así lo confirma esta semana en Nature un equipo internacional de científicos europeos y canadienses, liderado por Leen Decin de la Universidad Católica de Leuven (Bélgica) y en el que han participado investigadores del Centro de Astrobiología (CAB, centro mixto CSIC-INTA).

CW Leonis es una estrella gigante roja, rica en carbono y vapor de agua en su atmósfera, situada en la constelación de Leo, a 500 años luz de la Tierra. Con un radio de 500 soles, es el objeto extrasolar más brillante del cielo en el infrarrojo. El descubrimiento ha sido posible gracias a los datos recogidos con el Observatorio Espacial Herschel de la Agencia Espacial Europea (ESA).

“Hasta ahora ya sabíamos que estas atmósferas contenían moléculas de agua o moléculas de carbono, y se pensó que estos dos tipos de moléculas no podían coexistir. Gracias a las mediciones del satélite Herschel hemos echado por tierra esa teoría tan asentada hasta ahora, ya que una estrella como CW Leonis, muy rica en carbono y caracterizada por la presencia de grandes cadenas carbonadas como C8H, es capaz de tener abundante vapor de agua en zonas muy internas de su atmósfera”, destaca el investigador del CSIC José Cernicharo.

Los elementos principales de la vida en la Tierra son el agua y carbono, y estrellas como el sol los sintetizan en grandes cantidades cuando llegan al final de sus vidas. Cuando envejecen, estas estrellas se convierten en gigantes rojas, como CW Leonis, y eliminan sus atmósferas.

CW Leonis emite en la actualidad 10.000 veces más energía que el Sol y en su interior se producen reacciones de fusión nuclear que convierten helio en carbono. Buena parte de ese carbono termina en las capas exteriores de su atmósfera en forma de viento estelar (rico en moléculas y partículas de polvo con base de carbono), similar al viento solar terrestre, pero en ese caso se libera un billón de veces más materia cada hora. Dentro de miles de años, CW Leonis se convertirá en una enana blanca rodeada por una nebulosa planetaria, una nube de gas y polvo formada por el material presente en su atmósfera actual.

Replantear las teorías

Con tanto carbono en su atmósfera, casi todo el oxígeno debería estar encerrado en monóxido de carbono, e implicaría una ausencia de agua. Sin embargo, los investigadores detectaron en 2001 que la estrella producía emisiones en una determinada longitud de onda, lo que demostraba la existencia de vapor de agua. Un posible origen propuesto era que el viento estelar liberaba moléculas de agua de una nube de cometas helados ubicados alrededor de la estrella.

“Herschel ha detectado sin lugar a dudas la presencia de agua a muchas longitudes de onda, y ahora es posible establecer que la temperatura del vapor de agua es de entre 700 y 1000 grados centígrados, lo que implica que el vapor de agua se forma en las capas más internas de la atmósfera y se distribuye a través del viento estelar”, explica Cernicharo.

El modelo del viento estelar interactuando con la nube de un cometa helado distante debe ser reemplazado por uno en el que se señale que el vapor de agua se crea por procesos químicos con reacciones que se desencadenan por la radiación ultravioleta. La luz ultravioleta rompe el monóxido de carbono, liberando átomos de oxígeno que pueden reaccionar con el hidrógeno para formar moléculas de agua.

“La única fuente posible de luz ultravioleta es el espacio interestelar, pero normalmente sería bloqueada por el material que fluye desde la estrella. Las observaciones con el satélite Herschel ha demostrado que algunas regiones alrededor de CW Leonis deben estar casi vacías, lo que permite que la luz ultravioleta llegue a las capas más profundas de la atmósfera de la estrella e inicie las reacciones químicas que producen agua”, apunta Cernicharo.

Los resultados de Herschel implican que se producen procesos similares alrededor de estrellas gigantes rojas como la del estudio, que siguen suministrando material para las nuevas generaciones de estrellas y planetas en galaxias como la Vía Láctea. Los modelos químicos desarrollados por los investigadores del CAB Marcelino Agúndez y José Cernicharo se comenzaron a plantear hace más de 20 años y predicen la presencia de grandes cantidades de vapor de agua en cualquier tipo de estrella gigante roja.

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DISPONIBLE VÍDEO

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Referencia bibliográfica:

L. Decin, M. Agúndez, M. J. Barlow, F. Daniel, J. Cernicharo, R. Lombaert, E. De Beck, P. Royer, B. Vandenbussche, R. Wesson, E. T. Polehampton, J. A. D. L. Blommaert, W. De Meester, K. Exter, H. Feuchtgruber, W. K. Gear, H. L. Gomez, M. A. T. Groenewegen, M. Guélin, P. C. Hargrave, R. Huygen, P. Imhof, R. J. Ivison, C. Jean, C. Kahane, F. Kerschbaum, S. J. Leeks, T. Lim, M. Matsuura, G. Olofsson, T. Posch, S. Regibo, G. Savini, B. Sibthorpe, B. M. Swinyard, J. A. Yates & C. Waelkens. Warm water vapour in the sooty outflow from a luminous carbon star. Nature 467, 2 de septiembre de 2010. Doi:10.1038/nature09344.

Fuente: CSIC

Vía: SINC

Descubierto el más rico sistema planetario

2010-09-14T11:05:00.001+02:00

Utilizando el instrumento HARPS - líder en el mundo- los astrónomos han descubierto un sistema planetario que contiene al menos cinco planetas que orbitan a HD 10180, una estrella tipo Sol. Los investigadores también han obtenido tentadora evidencia de que podría haber otros dos planetas, uno de los cuales tendría la menor masa jamás hallada. Esto asemejaría al sistema con nuestro Sistema Solar en términos del número de planetas (siete, comparados con los ocho planetas del Sistema Solar). Más aún, el equipo también encontró evidencia de que las distancias de los planetas a su estrella siguen un patrón regular, lo que también se observa en nuestro Sistema Solar.

El sistema planetario alrededor del la estrella HD 10180 similar al Sol (impresión artística).

Crédito: ESO/L. Calçada

“Hemos hallado lo que probablemente sea el sistema con el mayor número de planetas descubierto hasta ahora”, dice Christophe Lovis, autor principal del artículo que informa de este resultado. “Este notable descubrimiento también resalta el hecho que ahora estamos entrando en una nueva era de la investigación de exoplanetas: el estudio de sistemas planetarios complejos y no sólo planetas individuales. Los estudios de movimientos planetarios en el nuevo sistema revelan complejas interacciones gravitacionales entre los planetas y nos permiten comprender la evolución del sistema a largo plazo”.

El equipo de astrónomos empleó el espectrógrafo HARPS, instalado en el telescopio de 3,6 metros de ESO en La Silla, Chile, para un estudio de seis años de duración de la estrella similar al Sol HD 10180, ubicada a 127 años-luz de distancia en la constelación austral de Hydrus (la Serpiente Marina). HARPS es un instrumento con una inigualable estabilidad de medición y gran precisión, y es el más exitoso buscador de exoplanetas del mundo.

Gracias a las 190 mediciones individuales de HARPS, los astrónomos detectaron los diminutos movimientos hacia adelante y atrás de la estrella provocados por las complejas atracciones gravitacionales provenientes de cinco o más planetas. Las cinco señales más fuertes corresponden a planetas con masas similares a la de Neptuno – entre 13 y 25 masas terrestres [1] – que orbitan a la estrella con períodos que van desde unos 6 a 600 días. Estos planetas están ubicados entre 0,06 y 1,4 veces la distancia existente entre la Tierra y el Sol de su estrella central.

“También tenemos buenas razones para creer que hay otros dos planetas presentes”, dice Lovis. Uno sería un planeta similar a Saturno (con una masa mínima de 65 masas terrestres) orbitando en 2.200 días. El otro sería el exoplaneta menos masivo jamás descubierto, con una masa de unas 1,4 veces la de la Tierra. Está muy cerca de su estrella anfitriona, a sólo 2 por ciento de la distancia Tierra-Sol. Un “año” de este planeta duraría sólo 1,18 días terrestres.

“Este objeto causa un temblor de su estrella de sólo unos 3 km/hora – más lento que la velocidad al caminar – y este movimiento es muy difícil de medir”, dice Damien Ségransan, miembro del equipo. Si se confirmara, este objeto sería otro ejemplo de planeta rocoso cálido, similar a Corot-7b (Ver comunicado de prensa de ESO)

El sistema de planetas recientemente descubierto en torno a HD 10180 es único en varios aspectos. Primero que nada, con al menos cinco planetas similares a Neptuno ubicados dentro de una distancia equivalente a la órbita de Marte, este sistema es más poblado que nuestro Sistema Solar en su región interior, y tiene muchos planetas más masivos ahí [2]. Por otra parte, el sistema probablemente no tiene un gigante de gas similar a Júpiter. Además, todos los planetas parecen tener órbitas casi circulares.

Hasta el momento, los astrónomos saben de quince sistemas con al menos tres planetas. El último en detentar el récord fue 55 Cancri, que contiene cinco planetas, siendo dos de ellos planetas gigantes. “Los sistemas de planetas de masas bajas como el que rodea a HD 10180 parecen ser muy comunes, pero la historia de su formación sigue siendo un rompecabezas”, dice Lovis.

Usando el nuevo descubrimiento así como la información de otros sistemas planetarios, los astrónomos encontraron un equivalente a la ley de Titius-Bode que existe en nuestro Sistema Solar: las distancias de los planetas desde su estrella parecen seguir un patrón regular [3]. “Esto podría constituir una firma del proceso de formación de estos sistemas planetarios”, dice Michel Mayor, miembro del equipo.

Otro resultado importante encontrado por los astrónomos mientras estudiaban estos sistemas es que hay una relación entre la masa del sistema planetario y la masa y contenido químico de su estrella anfitriona. Todos los sistemas planetarios muy masivos se encuentran alrededor de estrellas masivas y ricas en metales, mientras que los cuatro sistemas con masas más bajas se encuentran en torno a estrellas de masas bajas y pobres en metales [4]. Tales propiedades confirman los actuales modelos teóricos.

El descubrimiento se anuncia hoy en el coloquio internacional “Detección y dinámicas de exoplanetas en tránsito”, en el Observatorio de Haute-Provence, Francia.

Notas

[1] Usando el método de velocidad radial, los astrónomos sólo pueden estimar una masa mínima para un planeta, ya que la masa estimada también depende de la inclinación del plano orbital relativo a la línea de visión, que es desconocida. Desde un punto de vista estadístico, esta masa mínima sin embargo es a menudo cercana a la masa real del planeta.

[2] En promedio, los planetas en la región interna del sistema HD 10180 tienen 20 veces la masa de la Tierra, mientras que los planetas interiores de nuestro propio Sistema Solar (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) tienen una masa promedio de la mitad la de la Tierra.

[3] La ley Titius-Bode establece que las distancias de los planetas del Sol siguen un simple modelo. Para los planetas exteriores, se predice que cada planeta esté aproximadamente al doble de distancia del Sol que el objeto previo. La hipótesis predijo correctamente las órbitas de Ceres y Urano, pero falló como predictor de la órbita de Neptuno.

[4] Según la definición usada en astronomía, “metales” son todos los elementos excepto el hidrógeno y helio. Tales metales, excepto por algunos muy pocos elementos químicos livianos, han sido creados por las varias generaciones de estrellas. Los planetas rocosos están constituidos por “metales”.

Información adicional

Esta investigación fue presentada en un artículo enviado a Astronomy and Astrophysics (“The HARPS search for southern extra-solar planets. XXV. Up to seven planets orbiting HD 10180: probing the architecture of low-mass planetary systems”, por C. Lovis y otros).

El equipo está compuesto por C. Lovis, D. Ségransan, M. Mayor, S. Udry, F. Pepe, y D. Queloz (Observatorio de Ginebra, Universidad de Ginebra, Suiza), W. Benz (Universidad de Berna, Suiza), F. Bouchy (Institut d’Astrophysique de Paris, Francia), C. Mordasini (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg, Alemania), N. C. Santos (Universidad de Porto, Portugal), J. Laskar (Observatorio de Paris, Francia), A. Correia (Universidad de Aveiro, Portugal), y J.-L. Bertaux (Université Versailles Saint-Quentin, Francia) y G. Lo Curto (ESO).

ESO, el Observatorio Europeo Austral, es la principal organización astronómica intergubernamental en Europa y el observatorio astronómico más productivo del mundo. Es apoyado por 14 países: Alemania, Austria, Bélgica, Dinamarca, España, Finlandia, Francia, Holanda, Italia, Portugal, el Reino Unido, República Checa, Suecia y Suiza. ESO desarrolla un ambicioso programa enfocado en el diseño, construcción y operación de poderosas instalaciones de observación terrestres que permiten a los astrónomos hacer importantes descubrimientos científicos. ESO también cumple un rol principal en promover y organizar la cooperación en investigación astronómica. ESO opera tres sitios únicos de observación de clase mundial en Chile: La Silla, Paranal y Chajnantor. En Paranal, ESO opera el Very Large Telescope, el observatorio óptico más avanzado del mundo. ESO es el socio europeo de un revolucionario telescopio, ALMA, el proyecto astronómico más grande en existencia. ESO está actualmente planificando un European Extremely Large Telescope, el E-ELT, telescopio óptico y de infrarrojo cercano de 42 metros de diámetro, que llegará a ser “el ojo más grande del mundo hacia el cielo”.

Enlaces
• Artículo de investigación
• Más información: Kit de Prensa sobre Exoplanetas

Vía: ESO

¿Está encogiendo la Luna?

2010-09-14T10:59:00.001+02:00

Las imágenes del orbitador lunar LRO de la NASA han revelado la existencia de 14 escarpes desconocidos hasta ahora en la superficie de la Luna. Un grupo de científicos publica hoy en la revista Science que estas formaciones geológicas se han originado por fallas producidas hace menos de mil millones de años, lo que sugiere que la Luna se ha enfriado y encogido unos 100 metros en época reciente, e incluso que lo podría estar haciendo hoy en día.

La Luna se ha enfriado y encogido unos 100 metros en epoca geológica reciente. Como resultado se han originado fallas y escarpes. Imagen: NASA et al.

Gracias a las imágenes en alta resolución del orbitador LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) de la NASA se acaban de descubrir escarpes lobulares en la superficie lunar que parecen indicar que nuestro satélite está encogiendo. El equipo del científico Thomas R. Watters, de la Institución Smithsonian de EEUU, informa del descubrimiento está semana en la revista Science en el artículo “Evidencias de fallas de empuje recientes en la Luna reveladas por la cámara del LRO”.

“La contracción que expresan estas fallas es de no más de mil millones de años, pero el hecho de que corten impactos de pequeño diámetro, que no haya cráteres de impacto de diámetros grandes superpuestos a los escarpes, así como que su apariencia sea ‘fresca’ y no degradada, sugiere que podrían ser mucho más jóvenes”, explica Watters a SINC.

“Así, las fallas podrían haberse formado muy recientemente y podrían indicar que la Luna todavía se está enfriando y encogiendo hoy en día”, destaca este investigador del Centro de Estudios Planetarios y de la Tierra en el Museo Nacional del Aire y el Espacio del Smithsonian.

Los escarpes lobulares son fallas de empuje (elevaciones con ángulo de inclinación pequeño) que se producen sobre todo en las tierras altas de la Luna. Estas formaciones se identificaron por primera vez cerca del ecuador lunar con las cámaras panorámicas que se utilizaron en las misiones Apolo 15, 16 y 17. Los nuevos escarpes descubiertos ahora, 14 en total, indican que estas fallas se distribuyen de forma global y no solo en la zona ecuatorial del satélite

El interior de la Luna se enfría

“Las fallas de empuje relativamente jóvenes y distribuidas de forma global muestran una contracción reciente en toda Luna, probablemente debido al enfriamiento del interior lunar, y la cantidad de contracción se estima en cerca de 100 metros en un pasado reciente”, explica Watters.

“Las nuevas imágenes están cambiando nuestra visión de la Luna”, añade Mark Robinson, de la Escuela de Exploración de la Tierra y el Espacio de la Universidad Estatal de Arizona (EEUU) y coautor e investigador principal de la cámara de la sonda LRO. “No sólo hemos detectado muchos escarpes lunares desconocidos anteriormente, sino que estamos observando con mucho más detalle los que se identificaron con las fotografías del Apolo”.

Los científicos confían en obtener pronto nuevos datos sobre la superficie lunar. “Creo que vamos a encontrar muchos más escarpes lobulares a medida que consigamos más y más imágenes en alta resolución con la cámara del LRO, y uno de los proyectos futuros será determinar con mayor exactitud lo jóvenes que son estos escarpes de falla”, concluye Watters.

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Referencia bibliográfica:

Thomas R. Watters, Mark S. Robinson, Ross A. Beyer, Maria E. Banks, James F. Bell III, Matthew E. Pritchard, Harald Hiesinger, Carolyn H. van der Bogert, Peter C. Thomas, Elizabeth P. Turtle y Nathan R. Williams. "Evidence of Recent Thrust Faulting on the Moon Revealed by the Lunar Reconnaissance Orbiter Camera". Science 329, 20 de agosto de 2010.

Fuente: SINC

¿Cómo de masiva tiene que ser una estrella para convertirse en un agujero negro?

2010-09-14T10:53:00.001+02:00

Un equipo de astrónomos europeos ha demostrado por primera vez que una estrella muy masiva ha dado lugar a un magnetar, una estrella de neutrones poco habitual, en lugar de a un agujero negro como predecían las teorías actuales. El hallazgo plantea la pregunta de cómo de masiva tiene que ser una estrella para convertirse en un agujero negro.

Impresión artística del magnetar en el rico y joven cúmulo estelar Westerlund 1.

Crédito: ESO/L. Calçada.

Astrónomos europeos han demostrado por primera vez que un magnetar, un inusual tipo de estrella de neutrones, se formó a partir de una estrella de al menos 40 veces la masa del Sol. El resultado desafía las actuales teorías sobre evolución estelar, ya que se esperaba que una estrella tan masiva como ésta se convirtiera en un agujero negro, no en un magnetar. Se plantea así una pregunta fundamental: ¿cuán masiva debe ser realmente una estrella para convertirse en un agujero negro?

Para llegar a estas conclusiones, los astrónomos miraron en detalle el extraordinario cúmulo estelar Westerlund 1, situado a 16.000 años-luz de distancia en la constelación austral de Ara (el Altar). Este súper cúmulo de estrellas es el más cercano conocido, con cientos de estrellas muy masivas en su interior -algunas brillan con un resplandor similar a casi un millón de soles- y una extensión de unas doscientas veces el diámetro del Sol.

“Si el Sol estuviese ubicado en el corazón de este notable cúmulo, nuestro cielo nocturno estaría lleno de cientos de estrellas tan brillantes como la Luna llena”, dice Ben Ritchie, autor principal del estudio, que pronto se publicará en la revista Astronomy and Astrophysics.

Las estrellas del cúmulo tienen algo en común: todas alcanzan la misma edad, estimada en entre 3,5 y 5 millones de años, debido a que se creó en un solo evento de formación estelar. Por su parte, un magnetar es un tipo de estrella de neutrones con un campo magnético tremendamente fuerte –1015 veces más fuerte que el de la Tierra-, que se forma cuando ciertas estrellas explotan como supernovas.

El cúmulo Westerlund 1 alberga uno de los pocos magnetares conocidos en la Vía Láctea. Como se encuentra en el cúmulo, los astrónomos pudieron deducir que este magnetar debe haberse formado a partir de una estrella al menos 40 veces más masiva que el Sol. Las observaciones se han realizado con el Very Large Telescope (VLT) que el Observatorio Europeo Austral (ESO) tiene en el norte Chile.

De esta forma se demuestra por primera vez que los magnetares pueden desarrollarse a partir de estrellas que, por su gran masa, se esperaría que formen agujeros negros. Hasta ahora se suponía que las estrellas con masas iniciales de entre 10 y 25 masas solares se convertían en estrellas de neutrones, mientras que aquéllas sobre 25 masas solares producían agujeros negros.

Un desafío a las teorías

“Estas estrellas deben deshacerse de más de nueve décimos de su masa antes de explotar como supernova, o de otra forma crearían un agujero negro”, dice otro de los autores, Ignacio Negueruela, de la Universidad de Alicante. “Pérdidas de masa tan enormes antes de la explosión presentan grandes desafíos a las actuales teorías de evolución estelar”.

Los autores postulan que la estrella que se convirtió en magnetar -la progenitora- nació con una compañera estelar. A medida que ambas estrellas se fueron desarrollando, comenzaron a interactuar, consumiendo la energía derivada del movimiento orbital en eyectar grandes cantidades de masa desde la estrella progenitora.

Aunque la compañera no es actualmente visible en la zona del magnetar, esto se puede deber a que la supernova que formó el magnetar provocó la escisión del sistema binario, eyectando a ambas estrellas a alta velocidad desde el cúmulo.

“Si este es el caso, los sistemas binarios jugarían un rol clave en la evolución estelar, provocando pérdidas de masa -una ‘dieta’ cósmica perfecta para estrellas de gran peso-, que permite perder hasta un 95% de la masa inicial”, concluye Simon Clark, el científico de la Open University (Reino Unido) que lidera el grupo de investigación.

Fuente: ESO

Vía: SINC

Nuevas pistas sobre agua y volcanes marcianos

2010-09-13T12:25:00.001+02:00

Los datos del destruido Phoenix sugieren que el agua líquida ha interactuado con la superficie de Marte a lo largo de la historia del planeta y en los tiempos modernos. La investigación también proporciona nueva evidencia de que la actividad volcánica se ha mantenido en el Planeta Rojo en los últimos tiempos geológicos, hace varios millones de años.

El instrumento Evolved Gas Analyzer puede verse a la derecha.

Aunque el módulo de aterrizaje Phoenix Mars Lander de la NASA, que llegó a Marte el 25 de mayo de 2008, ya no está operando, los científicos de la NASA continúan analizando los datos recogidos por esta misión. Estos recientes hallazgos se basan en datos sobre el dióxido de carbono del planeta, lo que representa aproximadamente el 95% de la atmósfera marciana.

"El dióxido de carbono atmosférico es como un espía químico", dijo Paul Niles, un científico espacial del Centro Espacial Johnson de la NASA en Houston. "Se infiltra en cada parte de la superficie de Marte y puede indicar la presencia de agua y su historia".

Phoenix midió con precisión los isótopos de carbono y oxígeno en el dióxido de carbono de la atmósfera marciana. Los isótopos son variantes de un mismo elemento con diferentes pesos atómicos. Niles es el autor principal de un artículo sobre los hallazgos publicados en la edición digital de la revista Science. El documento explica las proporciones de isótopos estables y sus implicaciones para la historia del agua marciana y los volcanes.

"Los isótopos pueden utilizarse como una firma química que nos puede decir de dónde viene algo, y qué tipo de eventos ha experimentado", dijo Niles.

Esta firma química sugiere que el agua líquida existió principalmente a temperaturas cercanas a cero y que los sistemas hidrotermales similares a las aguas termales de Yellowstone han sido escasos durante el pasado del planeta. Las mediciones de dióxido de carbono mostraron que Marte es un planeta mucho más activo de lo que se pensaba. Los resultados implican Marte ha repuesto su dióxido de carbono de la atmósfera hace relativamente poco tiempo, y el dióxido de carbono ha reaccionado con agua líquida presente en la superficie.

Las mediciones fueron realizadas por el instrumento de Phoenix llamado Evolved Gas Analyzer. El instrumento fue capaz de hacer un análisis más preciso del dióxido de carbono que los instrumentos similares de las sondas Viking de la NASA en la década de 1970. El programa Viking proporcionó los datos anteriores de los isótopos de Marte.

La baja gravedad y la falta de un campo magnético en Marte significa que el dióxido de carbono que se acumula en la atmósfera se perderá en el espacio. Este proceso favorece la pérdida de un isótopo de carbono ligero llamado carbono-12 comparado con el carbono-13. Si el dióxido de carbono de Marte hubiese experimentado sólo este proceso de pérdida atmosférica sin algún proceso adicional de reposición de carbono-12, la proporción de carbono-13 a carbono-12 sería muy superior a lo que Phoenix midió. Esto sugiere que la atmósfera de Marte recientemente se ha repuesto con el dióxido de carbono emitido por los volcanes, y que el vulcanismo ha sido un proceso activo en el pasado reciente de Marte.

Sin embargo, una firma volcánica no está presente en la proporción de otros dos isótopos, oxígeno-18 y oxígeno-16, encontrados en el dióxido de carbono en Marte. El hallazgo sugiere que el dióxido de carbono ha reaccionado con el agua líquida, lo que enriqueció el oxígeno en el dióxido de carbono con el oxígeno-18 más pesado.

Niles y su equipo teorizan que esta firma isotópica del oxígeno indica que el agua líquida ha estado presente en la superficie de Marte recientemente y en abundancia suficiente como para afectar la composición de la atmósfera actual. Los resultados no ponen de manifiesto determinados lugares o fechas en que el agua líquida y los respiraderos volcánicos estuvieron presentes, pero los sucesos recientes de estas condiciones incluyen las mejores explicaciones para las proporciones de isótopos.

Fuente

Vía: Cosmo Noticias

El origen de los exoplanetas

2010-09-13T12:15:00.001+02:00

Vivimos en un tiempo único para la investigación de los exoplanetas.Hace 18 años se descubrió el primer planeta fuera del Sistema Solar, y han pasado sólo 15 años desde que se confirmara la presencia de uno de estos objetos en un estrella de la secuencia principal. Incluso más recientemente, han empezado a brotar las imágenes directas de los exoplanetas, así como los primeros espectros de sus atmósferas. Cada vez se disponen de muchos más datos, lo que ha llevado a los astrónomos a hacerse una idea del origen de los exoplanetas.

En general hay dos métodos mediante los cuales se pueden formar planetas. El primero es a través de la acreción, en el que la estrella y el planeta se forman mediante el colapso gravitacional de forma independiente el uno del otro, pero lo suficientemente cerca como para que queden unidos por fuerzas gravitatorias.

El segundo método es a través del cual se formó nuestro Sistema Solar: el método del disco. En este caso, el material existente en un disco alrededor de una estrella colapsa par formar protoplanetas que darán lugar a los planetas.

Cada uno de estos métodos puede dejar una serie de huellas que puede llevar a los astrónomos al identificar el tipo de origen que tienen los planetas de un sistema. Un nuevo documento de Helmut Abt,del Observatorio Nacional Kitt Peak, ha determinado, estudiando estas características, que dado el muestreo actual de exoplanetas,la formación de nuestro Sistema Solar puede ser una rareza.

El primer parámetro que distingue a los dos métodos de formación es la excentricidad. Para establecer una línea base para la comparación, Abt trazó primeramente la distribución de excentricidades de 188 estrellas binarias de la secuencia principal, comparando estos datos con los sistemas que se formaron a partir del disco. Esto puso de manifiesto que aunque la mayoría de las estrellas tienen órbitas de baja excentricidad, este porcentaje disminuye poco a poco a medida que aumenta la excentricidad. En nuestro Sistema Solar,sólo el planeta Mercurio tiene una excentricidad superior a 0,2. Cuando Abt construyó la distribución de los 379 planetas conocidos, vio que su excentricidad era casi idéntica a la de las estrellas binarias.

Abt también inspeccionó la configuración de los sistemas. Los sistemas que contienen tres estrellas en general, contienen un par de estrellas en una órbita binaria apretada,realizando la tercera estrella una órbita mucho más grande. Al comparar las proporciones de estas órbitas, Abt cuantificado el espacio orbital. Sin embargo,en este caso, los resultados fueron ambiguos;las dos modalidades de formación producen resultados similares.

Por último, Abt consideró la cantidad de elementos pesados en el cuerpo más masivo. Es ampliamente conocido que la mayoría de los planetas extra-solares se encuentran alrededor de estrellas ricas en metales. La metalicidad acelera el proceso del colapso, lo que permite la formación de planetas gigantes gaseosos en las nubes de gas que rodean las estrellas antes de que éstas se disipen, lo que favorece la hipótesis de la acreción.

En conjunto, esto ofrece cuatro pruebas para los modelos de formación. En todos los casos, las observaciones actuales sugieren que la mayoría de los planetas descubiertos hasta el momento se forman por acreción y no a partir de un disco de material. Sin embargo, Abt señala que estos datos hay que tomárselos con cautela, debido al sesgo estadístico que imponen los límites impuestos por la sensibilidad que alcanzan los instrumentos actuales. De hecho, los astrónomos aún no pueden detectar la velocidad radial de los sistemas originarios de discos de polvo. Luego estos datos pueden sufrir grandes variaciones a medida que se mejore la potencia de los instrumentos de observación.

Más información en el enlace.

Vía: Astrofísica y Física

Una protonebulosa espiral perfecta

2010-09-13T12:11:00.001+02:00

El Telescopio Espacial Hubble ha capturado una imagen poco frecuente de una espiral en el espacio. No es una galaxia espiral, ni su origen es artificial, pero su forma la convierte en la nebulosa planetaria de forma espiral geométrica más perfecta jamás vista. La nebulosa, llamada IRAS 23166 1655, se está formando alrededor de la estrella LL Pegasi, en la constelación de Pegaso.

La imagen muestra lo que parece ser un patrón de espiral delgada en cuyo centro está la estrella escondida detrás del polvo. Mark Morris, de la UCLA, y un equipo internacional de astrónomos, dicen que los materiales que forman la espiral se mueven hacia afuera a una velocidad de 50.000 km/h. Combinando los datos de velocidad y separación de las conchas, se ha calculado que cada capa se produce cada 800 años.

La forma de espiral sugiere un origen regular y periódico en la forma de la nebulosa, lo que hace pensar a los astrónomos que LL Pegasi es una estrella binaria. Una de las estrellas del sistema pierde material a medida que las dos estrellas orbitan una alrededor de la otra,siendo el periodo orbital de la pareja, 800 años, es decir, el mismo tiempo en el que se forma cada una de las conchas que confieren la espiral.

Se han observado muchos depósitos concéntricos en torno a un importante número de nebulosas protoplanetarias, pero esta espiral casi perfecta es única.

Morris y su equipo comentan que las pequeñas anomalías que se observan en la espiral proceden de la excentricidad de las órbitas de las binarias, ya que esto causa diferentes proyecciones de los planos orbitales.

Las nebulosas planetarias se forman cuando las estrellas de alrededor de la mitad de la masa solar, hasta ocho masas solares llegan al final de sus vidas. Las capas exteriores de gas se desprenden y derivan en el espacio.

Más información en el enlace.

Vía: Astrofísica y Física

Fuente extrema de rayos X sugiere que existe un nuevo tipo de agujero negro

2010-09-13T12:06:00.001+02:00

Un equipo internacional de astrónomos liderados por la Universidad de Leicester, Reino Unido, ha confirmado la presencia de la fuente de rayos X ultraluminosa más extrema en una galaxia relativamente cercana. El hallazgo, que se publica en The Astrophysical Journal, podría anunciar la existencia de un nuevo tipo de agujeros negros, los de masa intermedia.

Crédito: Heidi Sagerud

Un grupo internacional de astrónomos de Reino Unido, Francia y EE UU, dirigidos desde la británica Universidad de Leicester, ha encontrado pruebas que confirman la distancia y el brillo de la fuente de rayos X ultraluminosa más extrema, lo que podría anunciar que existe una nueva clase de agujero negro.

Se trata de la fuente de rayos X ‘HLX-1’, el miembro más extremo de una extraordinaria clase de objetos (las fuentes de rayos X ultraluminosas), situada en la galaxia ESO 243-49 a una distancia de unos 300 millones de años luz de la Tierra. El espectro óptico de la fuente y su distancia se ha obtenido con el telescopio VLT del Observatorio Europeo Austral (ESO) en Chile.

Los hallazgos de los astrónomos confirman que es correcta la luminosidad extrema pues presenta un factor unas 100 veces superior al de la mayoría de los demás objetos de su clase y unas 10 veces mayor que el de la siguiente fuente de rayos X ultraluminosos más brillante.

Esto está obligando a los científicos a replantearse sus teorías sobre el brillo máximo de las fuentes de rayos X ultraluminosos y respalda la idea de que HLX-1 podría contener un agujero negro de masa intermedia, según señala el equipo en el último número de The Astrophysical Journal.

Sus hallazgos les permiten demostrar concluyentemente que HLX-1 se encuentra realmente ubicada en la citada galaxia y que no es ni una estrella en primer plano ni una galaxia en segundo plano. La principal consecuencia de este descubrimiento es que las fuentes de rayos X ultraluminosos como HLX-1 pueden ser más brillantes de lo que inicialmente se pensaba, lo cual encaja con que al menos las más brillantes de ellas alberguen agujeros negros de masa intermedia.

Un agujero negro es un objeto ultradenso con un campo gravitatorio tan intenso que absorbe toda la luz que pasa cerca de él y no refleja nada.

Agujeros negros intermedios

Aunque los astrofísicos sospechaban que podría haber una clase intermedia de agujeros negros, con masas comprendidas entre uno y varios centenares de veces la del Sol, dichos agujeros negros no se habían detectado antes de forma fiable y su existencia ha sido tremendamente discutida dentro de la comunidad astronómica.

“Después de nuestro primer descubrimiento de la fuente de rayos X ultrabrillantes, nos interesaba mucho averiguar la distancia a la que realmente estaba, para así poder calcular cuánta radiación genera este agujero negro”, explica el autor principal del artículo, Klaas Wiersema, del Departamento de Física y Astronomía de Leicester.

“En imágenes tomadas con grandes telescopios, pudimos ver que una fuente óptica tenue estaba presente en la ubicación de la fuente de rayos X, situada cerca del núcleo de una galaxia grande y brillante. Sospechábamos que esta fuente óptica tenue estaba directamente relacionada con la fuente de rayos X pero, para estar seguros, teníamos que estudiar la luz de esta fuente en detalle mediante el telescopio VLT, en Chile”.

“Los datos que obtuvimos usando el VLT tenían una calidad muy alta y nos permitieron separar la luz de la galaxia grande y brillante de la de la fuente óptica tenue”, prosigue.

“Para nuestra inmensa alegría, encontramos en las mediciones resultantes exactamente lo que esperábamos: se detectaba la luz característica de los átomos de hidrógeno, lo que nos permitía medir con precisión la distancia a la que estaba este objeto. Esto nos proporcionó una prueba concluyente de que el agujero negro realmente estaba situado dentro de la galaxia grande y brillante, y de que HLX-1 es la fuente de rayos X ultraluminosos más brillante que se conoce”.

“Ahora que hemos determinado la distancia a la que está este agujero negro y que sabemos dónde se encuentra, nos gustaría averiguar qué hace que esta fuente sea tan brillante y cómo terminó en esa gran galaxia”.

Este resultado es “muy importante” para los investigadores, ya que es compatible con la idea de que HLX-1 contiene un agujero negro de masa intermedia. Las fuentes de rayos X ultraluminosos se encuentran entre los candidatos más prometedores a albergar agujeros negros de masa intermedia, con masas comprendidas entre las de los agujeros negros de masa estelar (entre unas 3 y 20 veces la masa del Sol) y las de los agujeros negros supermasivos que se encuentran en los centros de la mayoría de las galaxias (entre un millón y 1.000 millones de veces la masa del Sol).

Confirmar el intenso brillo

Ahora, el equipo de investigación puede probar concluyentemente que HLX-1 no está en nuestra galaxia y que no es un agujero negro supermasivo del centro de una galaxia lejana situada en segundo plano. Este resultado también confirma que realmente es tan brillante como se pensaba.

Didier Barret, del Centro de Estudio Espacial de las Radiaciones de Francia, comenta: “Los observatorios de rayos X XMM-Newton y Swift están observando atentamente esta fuente. Los últimos datos, que se obtuvieron cuando HLX-1 era muy tenue, indican que su comportamiento es muy similar al de los agujeros negros de masa estelar de nuestra propia galaxia, pero con un brillo entre unas 100 y 1.000 veces superior”.

Sean Farrell, también del Departamento de Física y Astronomía de Leicester, “esto es muy difícil de explicar sin la presencia de un agujero negro de masa intermedia con una masa aproximada de entre 500 y 10.000 veces la del Sol. Por tanto, HLX-1 está, hasta ahora, resistiendo el escrutinio de la comunidad astronómica internacional”.

Se piensa que los centros de la mayoría de las galaxias contienen agujeros negros supermasivos y que estos poderosísimos núcleos tienen un enorme impacto en la galaxia que los rodea.

Los agujeros negros supermasivos depositan una inmensa cantidad de energía en las galaxias que los albergan, lo que tiene consecuencias tremendas en la formación de estrellas y el crecimiento de la galaxia en general. Los agujeros negros de masa intermedia podrían ser los elementos con los que se construyen los agujeros negros supermasivos.

“Entender cómo se forman y crecen los agujeros negros supermasivos es, por tanto, crucial para nuestra comprensión de la formación y evolución de las galaxias, lo que, a su vez, forma parte del camino que lleva a responder una de las preguntas realmente importantes: ¿cómo se formó y evolucionó nuestra galaxia?”, plantea el experto.

Los siguientes pasos

Sigue habiendo bastantes dudas sobre si todas las fuentes de rayos X ultraluminosos contienen agujeros negros de masa intermedia. El equipo de investigación de Farrell seguirá estudiando HLX-1 para comprender cómo se formó, dónde se ubica y qué la alimenta.

Con el fin de que puedan hacerlo, se les ha concedido cierto tiempo en el telescopio espacial Hubble para que tomen las imágenes de mayor resolución posible de esta galaxia anfitriona, lo cual les permitirá investigar en detalle la naturaleza del entorno que rodea a HLX-1 y la galaxia que la alberga. Una vez que se lleven a cabo las observaciones del Hubble, la mayoría de los grandes observatorios se habrán utilizado para estudiar esta fuente. Para preparar las observaciones del VLT también se usaron datos de los telescopios Magellan (gestionados desde Estados Unidos).

El siguiente paso será averiguar si hay más objetos tan extremos como este y comparar lo que saben sobre HLX-1 con el conjunto de las fuentes de rayos X ultraluminosos. Esto les ayudará a comprender cuántos agujeros negros de masa intermedia podría haber en el espacio y dónde es probable que los encuentren.

Más información en:

http://www2.le.ac.uk/

http://www.plataformasinc.es/

Vía: El mensajero de los astros

Importante avance en la Teoría de Cuerdas

2010-09-02T02:37:00.001+02:00

La idea de la Teoría del Todo es atractiva. Desde la década de 1960 se trabaja en la Teoría de Cuerdas para tratar de conciliar la mecánica cuántica y la relatividad general. Sin embargo, esta teoría tiene un gran problema: no es comprobable. Pero ahora un equipo de investigación dirigido por científicos del Imperial College de Londres ha descubierto de forma inesperada que la Teoría de Cuerdas también parece predecir el comportamiento de las partículas cuánticas entrelazadas. Como esta predicción puede ser comprobada en el laboratorio, los investigadores dice que ahora se puede comprobar la Teoría de Cuerdas.

"Si los experimentos demuestran que nuestras predicciones acerca de entrelazamientos cuánticos son correctas, esto demuestra que la Teoría de Cuerdas funciona para predecir el comportamiento de los sistemas cuánticos entrelazados ", dijo el Profesor Mike Duff, autor principal del estudio.

La Teoría de Cuerdas se desarrolló originalmente para describir las partículas fundamentales y las fuerzas que componen nuestro universo, y ha sido una de las propuestas favoritas de los físicos para aunar la física de partículas y la cosmología. Las partículas cuánticas entrelazadas proporcionan la primera oportunidad para probar la teoría de cuerdas experimentalmente.

Pero - al menos por ahora - los científicos no pueden confirmar que la Teoría de Cuerdas es en realidad la forma de explicar todo lo que es, sólo si realmente funciona.

"Esto no será una prueba de que la Teoría de Cuerdas es la Teoría del Todo que está siendo buscada por los cosmólogos y los físicos de partículas", dijo Duff. "Sin embargo, será muy importante para los teóricos, ya que demostrará la Teoría de Cuerdas en un área inesperada."

La Teoría de Cuerdas es una teoría de la gravedad, una extensión de la Relatividad General, y la interpretación clásica de cuerdas y branas de la mecánica cuántica, extendida a la teoría de los agujeros negros. La hipótesis de esta teoría dice que los electrones y los quarks dentro de un átomo no son objetos tridimensionales, sino cadenas 1-dimensionales. Estas cadenas pueden moverse y vibrar, lo que proporciona a las partículas observadas su sabor, carga, masa y espín. Las cuerdas hacen bucles cerrados a menos que se encuentren en las superficies llamadas D-branas, donde se pueden abrirse en líneas 1-dimensionales. Los extremos de la cadena no pueden desprenderse de la D-brana, pero pueden deslizarse sobre ella.

Duff dijo que estaba sentado en una conferencia en Tasmania, donde un colega presentó las fórmulas matemáticas que describen el entrelazamiento cuántico cuando se dio cuenta de algo. De pronto reconoció sus fórmulas. Eran similares a algunas que había desarrollado unos años antes durante el uso de la Teoría de Cuerdas para describir los agujeros negros. Cuando regresó al Reino Unido revisó sus cuadernos y confirmó que las matemáticas de estas áreas diferentes eran de hecho idénticas.

Duff y sus colegas se dieron cuenta de que la descripción matemática de las características del entrelazamiento entre tres qubits se asemeja a la descripción matemática, en la Teoría de Cuerdas, de una clase particular de agujero negro. Así, mediante la combinación de dos de los más extraños fenómenos en el universo, los agujeros negros y el entrelazamiento cuántico, se dieron cuenta de que podían usar la Teoría de Cuerdas para producir una predicción que podría ponerse a prueba. Usando las matemáticas que describen la Teoría de Cuerdas aplicadas a un agujero negro, predijeron el patrón de entrelazamiento que se producirán cuando cuatro qubits estén entrelazados entre sí. (La respuesta a este problema no se había calculado antes.) Aunque es técnicamente difícil de hacer, el patrón del entrelazamiento entre cuatro qubits entrelazados se podría medir en el laboratorio.

El descubrimiento de que la Teoría de Cuerdas parece hacer predicciones sobre el entrelazamiento cuántico es completamente inesperado, porque puede ser medido en el laboratorio, lo que quiere decir que finalmente los investigadores pueden probar las predicciones basadas en esta teoría.

Pero, dijo Duff, no hay ninguna conexión obvia para explicar por qué una teoría que está siendo desarrollado para describir el funcionamiento fundamental de nuestro universo es útil para predecir el comportamiento de los sistemas cuánticos entrelazados. "Esto puede decirnos algo muy profundo sobre el mundo en el que vivimos, o puede ser sólo una coincidencia peculiar", dijo Duff. "De cualquier manera, es útil".

Más información en el enlace.

Vía: Astrofísica y Física

Tamaños de asteroides potencialmente peligrosos

2010-09-01T12:42:00.001+02:00

Los Objetos Cercanos a la Tierra (NEOs) son asteroides o cometas cuyos caminos los llevan a veces cerca de la órbita de la Tierra. Un NEO podría, por lo tanto, chocar algún día con la tierra – y hay casi 7000 de ellos conocidos, varias veces lo que muchos predijeron.

Los Objetos Cercanos a la Tierra (NEOs) son asteroides cuyas órbitas se acercan a la Tierra. Esta imagen del asteroide Gaspra fue obtenida por la nave Galileo y, aunque no es un NEO, la superficie de Gaspra puede parecerse a la de algunos NEOs. Los NEOs son también destinos potenciales para los astronautas. Astrónomos de SAO anunciaron los primeros resultados del mayor programa en marcha para determinar los tamaños y las características de los NEOs. Crédito: NASA

El impacto de un NEO, incluso de un kilómetro de tamaño, probablemente podría destruir un estado de tamaño medio. El evento de Tunguska que en 1908 arrasó más de 2000 kilómetros cuadrados en Rusia fue, según algunas estimaciones, causado por un asteroide de sólo 60 metros de diámetro. El Congreso ha encargado un objetivo a diez años para la catalogación del 90% del número total de NEOs mayores de 140 metros de diámetro.

Es relativamente fácil detectar un objeto cercano en luz visible observando su movimiento a través del cielo noche tras noche. Medir su tamaño, sin embargo, es mucho más difícil. El problema es que el brillo óptico de un NEO es el resultado de su tamaño y de su reflectividad (“albedo”) – y no es posible determinar el tamaño de un asteroide solo por su su brillo óptico. Hasta la fecha, sólo alrededor del 1,5% de los NEOs tienen medidas de su tamaño, y muchos de éstos son los relativamente grandes. Los astrónomos predicen que hay más de diez veces NEOs con diámetros desde los 100 metros hasta un kilómetro aunque, dado que el daño causado se relaciona aproximadamente con el volumen del asteroide, los de 100 metros son 1000 veces menos destructivos.

Los astrónomos del CfA Joe Hora, Giovanni Fazio, Smith Howard y Tim Spahr reunieron un equipo de dieciséis astrónomos para estudiar los NEOs a longitudes de onda infrarroja, donde los NEOs emiten su propia radiación así como reflejan la luz solar. El brillo infrarrojo, cuando se combina con el valor óptico, permite inferir a los científicos el tamaño y el albedo. Por otra parte, ya que el albedo es una propiedad de las características de la superficie del asteroide (¿sólida?, ¿una pila de escombros?) y de la composición mineralógica, el resultado ayuda a determinar la naturaleza del asteroide, y tal vez dónde se originó en el sistema solar, y cómo ha evolucionado.

Usando el Conjunto de Cámaras Infrarrojas del Telescopio Espacial Spitzer, el equipo ha realizado un programa para caracterizar 700 NEOs, un dramático incremento sobre el número que ahora se conoce. En su primer artículo sobre este proyecto en curso el equipo anunció los resultados iniciales: casi la mitad de los objetos tienen un diámetro inferior a un kilómetro, con el más pequeño de sólo unos 90 metros de ancho.

Informan que hasta el momento los datos sugieren que los NEOs más pequeños no sólo son más abundantes, sino que parecen haber pasado por procesos en el sistema solar que los han hecho ligeramente menos numerosos de lo esperado, a partir de una extrapolación de las estadísticas de los grandes NEOs. No menos importante, los astrónomos deducen de las condiciones de la superficie que estos pequeños asteroides son probablemente jóvenes – tal vez incluso hasta menos de un millón de años. Los resultados representan una espectacular contribución al difícil reto planteado por el Congreso para caracterizar la mayoría de los objetos cercanos a la Tierra potencialmente peligrosos , y mejorar nuestra comprensión de los procesos físicos que han ido conformando el sistema solar desde que se estableció alrededor de hace 5000 millones de años.

Fecha Original: 20 de agosto de 2010
Enlace Original

Vía: Ciencia Kanija