Research Blogging - Astronomy - Spanish

Troben una estranya galàxia rectangular

2012-03-31T17:19:21Z

Un equip internacional d’astrònoms ha trobat una rara galàxia amb forma de maragda. Aquesta extremadament inusual galàxia (LEDA 074886) ha sigut descoberta per un equip de diversos països (Alemània, Austràlia, Suïssa i Finlàndia) d’entre un grup de 250 galàxies. L’astrònom i professor adjunt de la Swinburne University of Technology ho describia així: “És una d’aquelles coses que et fa somriure, perquè no hauria d’existir, o més bé que no s’espera que existeixi”....

Alister W. Graham, Lee R. Spitler, Duncan A. Forbes, Thorsten Lisker, Ben Moore, & Joachim Janz. (2012) LEDA 074886: A remarkable rectangular-looking galaxy. ArXiv. arXiv: 1203.3608v1

Sobre l’ona d’un cúmul de galàxies en procès de fusió

2012-03-20T07:59:58Z

Utilitzant WHT OASIS, un grup d’investigadors han observat un llarg i prim plomall de gas ionitzat que s’estèn des de la galàxia més brillant del cúmul Abell 2146. La longitud d’aquest plomall, observat per WHT OASIS (instrument Optically Adaptive System for Imaging Spectroscopy al William Herschel Telescope) és major de 15 kpc (uns 48.930 anys llum) de longitud i menys de 3 kpc (uns 9.786 anys llum) d’ample. Les nebuloses extenses amb emissió de línies [...]...

Canning, R., Russell, H., Hatch, N., Fabian, A., Zabludoff, A., Crawford, C., King, L., McNamara, B., Okamoto, S., & Raimundo, S. (2012) Riding the wake of a merging galaxy cluster. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 420(4), 2956-2968. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2011.20116.x

Russell, H., Sanders, J., Fabian, A., Baum, S., Donahue, M., Edge, A., McNamara, B., & O'Dea, C. (2010) Chandra observation of two shock fronts in the merging galaxy cluster Abell 2146. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2010.16822.x

VLT pren la imatge infraroja més precisa de la Nebulosa de Carina

2012-03-01T13:06:44Z

Explicació del recent estudi a la Nebulosa de Carina que ha pres una de les imatges més impressionants de la història del VLT....

Preibisch, T., Ratzka, T., Kuderna, B., Ohlendorf, H., King, R., Hodgkin, S., Irwin, M., Lewis, J., McCaughrean, M., & Zinnecker, H. (2011) Deep wide-field near-infrared survey of the Carina Nebula. Astronomy . DOI: 10.1051/0004-6361/201116781

H. Ohlendorf, ., Th. Preibisch, ., B. Gaczkowski, ., Th. Ratzka, ., R. Grellmann, ., & A. F. McLeod, . (2012) Jet-driving protostars identified from infrared observations of the Carina Nebula complex. Astronomy . DOI: 10.1051/0004-6361/201118181

Preibisch, T., Hodgkin, S., Irwin, M., Lewis, J., King, R., McCaughrean, M., Zinnecker, H., Townsley, L., & Broos, P. (2011) NEAR-INFRARED PROPERTIES OF THE X-RAY-EMITTING YOUNG STELLAR OBJECTS IN THE CARINA NEBULA. The Astrophysical Journal Supplement Series, 194(1), 10. DOI: 10.1088/0067-0049/194/1/10

Th. Preibisch. (2011) Star Formation at High Resolution: Zooming into the Carina Nebula, the nearest laboratory of massive star feedback. Reviews in Modern Astronomy, 223-236. info:other/

Los errores de Gaia: Cuando la biosfera metió la pata

2012-02-10T03:30:28Z

Cuando en 1969 el siempre genial Lovelock propuso la idea de que nuestro Planeta se comporta como un superorganismo al que podría calificarse de vivo, poco imaginaba el buen hombre la que iba a liar. O quizás sí, pues en el transcurso de los años ha demostrado ser persona en extremo perspicaz y, como veremos, [...] Entradas relacionadas Alerta magufo: agua enriquecida… en chorradas Por ecjpr | 20/08/2010 @ 15:13 | Alerta Magufo | 40 Comentarios ¿Qué son los “Reboost” de la ISS? Por Paco Bellido | 07/03/2011 @ 09:30 | Astronomía, Divulgación | 7 Comentarios El pie de trinchera Por Sophie | 05/09/2010 @ 09:30 | Medicina | 24 Comentarios...

Davies, P., & Lineweaver, C. (2005) Finding a Second Sample of Life on Earth. Astrobiology, 5(2), 154-163. DOI: 10.1089/ast.2005.5.154

Química orgánica ultrafría en el medio interestelar.

2012-01-24T05:24:02Z

NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC) Un equipo de investigadores encabezado por Dorian Parker, de la Universidad de Hawái (EE.UU.), ha descubierto una nueva ruta química a muy baja temperatura para la síntesis de naftaleno. Estos resultados podrían explicar la formación de hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) en las regiones ultrafrías del espacio interestelar. El descubrimiento también puede ayudar a reducir la emisión de HAP tóxicos en los motores de combustión interna. El estudio se publica en los Proceedings of the National Academy of Sciences. Cuando en la Tierra se habla de HAP suele ser para referirse a los procesos de combustión incompleta y a cómo se forman rápidamente a temperaturas elevadas en los motores de combustión interna o en el humo del tabaco. Una vez liberados en el aire los HAP pueden llegar a los pulmones donde su potencial carcinogénico los convierten en un riesgo mayor para la salud. Si llegan al agua la contaminan seriamente, bioacumulándose en el tejido graso de los seres vivos (algunos de los cuales nos comemos después). Los HAP están relacionados pues con la contaminación del suelo, los envenenamientos alimentarios, las lesiones en el hígado y el crecimiento de tumores. Paradójicamente lo que en la Tierra puede clasificarse como altamente tóxico, en astrobiología se considera uno de los principales participantes en la evolución química en el medio interestelar. Así, por ejemplo, se encontraron HAP que portaban grupos funcionales carboxilo e hidroxilo en los extractos orgánicos del meteorito Murchison que formaban estructuras limitativas parecidas a membranas: los primeros indicios de una estructura protocelular, un requisito para el origen de la vida. Naftaleno Existe, además, otra paradoja: si en la Tierra los HAP se forman a muy alta temperatura, ¿cómo pueden existir en las cantidades en las que lo hacen en el medio interestelar con temperaturas sólo unos grados por encima del cero absoluto? El hecho cierto es que el proceso de formación de los HAP no se conoce suficientemente bien, ni siquiera el de su componente más sencillo, el naftaleno (C10H8). Cuando se habla de la formación los mecanismos de reacción que se suelen mencionar implican secuencias aHaA, es decir, reacciones de abstracción (eliminación bimolecular) de hidrógeno combinadas con adición de acetileno. Una análisis termodinámico elemental muestra que las secuencias aHaA tienen una energía de activación muy altas, es decir, para que se inicien son necesarias temperaturas de varios miles de grados, como las que se encuentran en los procesos de combustión o en los flujos de las estrellas ricas de carbono y en las nebulosas planetarias. Sin embargo, este proceso de formación de HAP no explica la presencia de HAP medida en el medio interestelar. En éste los HAP son destruidos rápidamente por fotolisis y por los rayos cósmicos. Las tasas de destrucción son mucho más altas que las de inyección de nuevo producto en el medio interestelar por las estrellas de la Rama Asintótica Gigante (RAG) y las nebulosas planetarias ricas en carbono descendientes de estrellas RAG. Por tanto debe existir un proceso de formación de HAP desconocido que explique la rápida y ubicua proliferación de HAP en el medio interestelar a temperaturas de 10K, temperaturas a las que las secuencias aHaA no pueden iniciarse. Parker et al. demuestran que es posible la formación de naftaleno como consecuencia de una simple colisión entre un radical fenilo y vinilacetileno en fase gaseosa y la formación de un complejo intermedio por fuerzas de van der Waals, sin necesidad de una energía de activación. Los datos experimentales fueron corroborados por un análisis teórico de la reacción y simulaciones por ordenador. Este mecanismo podría explicar, pues, la formación de naftaleno a 10K Si bien en el futuro habrá que encontrar mecanismos para la formación de HAP más complejos, como el fenantreno y el antraceno, o que contengan nitrógeno, como el indol o la quinolina, este trabajo demuestra por primera vez que la química a muy baja temperatura juega un papel crítico en la formación de compuestos orgánicos complejos en el medio interestelar. Esta entrada es una participación de Experientia docet en la XI edición del Carnaval de Química que organiza La aventura de la ciencia. Referencia: Parker, D., Zhang, F., Kim, Y., Kaiser, R., Landera, A., Kislov, V., Mebel, A., & Tielens, A. (2011). Low temperature formation of naphthalene and its role in the synthesis of PAHs (Polycyclic Aromatic Hydrocarbons) in the interstellar medium Proceedings of the National Academy of Sciences, 109 (1), 53-58 DOI: 10.1073/pnas.1113827108...

Parker, D., Zhang, F., Kim, Y., Kaiser, R., Landera, A., Kislov, V., Mebel, A., & Tielens, A. (2011) Low temperature formation of naphthalene and its role in the synthesis of PAHs (Polycyclic Aromatic Hydrocarbons) in the interstellar medium. Proceedings of the National Academy of Sciences, 109(1), 53-58. DOI: 10.1073/pnas.1113827108

Petróleo interestelar.

2011-11-02T06:53:20Z

El petróleo y el carbón se denominan combustibles fósiles porque se parte de la hipótesis (de Lomonósov) de que su origen está ligado a la vida. Si bien existe una hipótesis alternativa que afirma que es posible la producción de petróleo/carbón por medios abióticos (hipótesis de Mendeleiev), la primera es la comúnmente aceptada. Pero ¿qué pasaría si hubiese petróleo/carbón en el medio interestelar? ¿Diríamos que hay vida en el espacio? O, por el contrario ¿qué la hipótesis abiótica del origen del petróleo y el carbón es algo más que una hipótesis? Durante décadas los astrónomos han conocido la existencia de una serie de picos en el infrarrojo medio provenientes del espacio interestelar, pero no han tenido muy claro de qué podía tratarse. Muchos piensan que estas emisiones no son otra cosa que el resultado de la excitación de hidrocarburos aromáticos policíclicos (PAH, por sus siglas en inglés) por parte de radiación ultravioleta, el mismo fenómeno por el que después de ponerte al sol (fuente de radiación ultravioleta) tu piel desprende calor (radiación infrarroja). Pero no todo el mundo está de acuerdo con esta hipótesis y encuentra puntos débiles, o no tanto, en ella: estas emisiones infrarrojas se han detectado también alrededor de estrellas frías donde no existe la estimulación ultravioleta y, lo que parece más importante, en el medio interestelar no se ha identificado ningún PAH concreto. Ahora Sun Kwok y Yong Zhang, ambos de la Universidad de Hong Kong (China) y no precisamente unos desconocidos, han propuesto una nueva hipótesis sobre lo que esta emisión significa. Usando datos del Observatorio Espacial Infrarrojo de la ESA y del telescopio Espacial Spitzer de la NASA, los investigadores analizaron los espectros del polvo emitido por novas. En vez de encontrar señales bien definidas, lo que sería consistente con un compuesto puro, bien definido químicamente, esto es, PAH, los investigadores encontraron características que apuntarían más a compuestos alifáticos (lineales, no anillos, que son los aromáticos). De hecho los investigadores apuntan a que lo más lógico es pensar que el origen de la emisión sea materia orgánica con una estructura mixta aromático-alifática, algo que recuerda mucho al carbón o al petróleo. El resultado se publica en Nature. Estructura propuesta por Kwok y Zhang. Estructura del carbón. Démonos cuenta de lo que implica esta idea: las estrellas no sólo estarían produciendo materia orgánica, también la estarían eyectando al medio interestelar. No es nueva, Kwok ya aventuró en su momento que las estrellas viejas son fábricas moleculares capaces de fabricar compuestos orgánicos. Cuando se le dice que, teóricamente, esto es una aberración, Kwok se limita a señalar los datos observacionales. Si realmente el medio interestelar albergase moléculas orgánicas tan complejas, el descubrimiento sería de una trascendencia enorme. No sólo por lo que significa sobre el origen de los combustibles “fósiles” sino también para el origen de la vida en la Tierra. En los meteoritos se han encontrado compuestos de este tipo, que se presumía se formaban en ellos. Los meteoritos son los restos de un pasado remoto en el que la Tierra era bombardeada con mucha más frecuencia por cometas y asteroides. Si estos compuestos orgánicos complejos están relacionados con el espacio profundo, la hipótesis de que la Tierra, al igual que recibió agua de los cometas para sus océanos, también podría haber recibido las moléculas complejas para la vida cobra fuerza. Referencia: Kwok, S., & Zhang, Y. (2011). Mixed aromatic–aliphatic organic nanoparticles as carriers of unidentified infrared emission features Nature, 479 (7371), 80-83 DOI: 10.1038/nature10542...

Kwok, S., & Zhang, Y. (2011) Mixed aromatic–aliphatic organic nanoparticles as carriers of unidentified infrared emission features. Nature, 479(7371), 80-83. DOI: 10.1038/nature10542

Peste negra, genética, el imperio Bizantino y otras historias

2011-10-17T13:31:35Z

Anno domini 541. La peste alcanza su climax, y aunque no podemos confirmarlo, se dice que mata a mas de 10.000 personas al día. Que se dice pronto. Justiniano, el emperador de Bizancio está desesperado, entre bárbaros, hambruna y enfermedades, … Sigue leyendo →...

Schuenemann, V., Bos, K., DeWitte, S., Schmedes, S., Jamieson, J., Mittnik, A., Forrest, S., Coombes, B., Wood, J., Earn, D.... (2011) PNAS Plus: From the Cover: Targeted enrichment of ancient pathogens yielding the pPCP1 plasmid of Yersinia pestis from victims of the Black Death. Proceedings of the National Academy of Sciences, 108(38). DOI: 10.1073/pnas.1105107108

Bos, K., Schuenemann, V., Golding, G., Burbano, H., Waglechner, N., Coombes, B., McPhee, J., DeWitte, S., Meyer, M., Schmedes, S.... (2011) A draft genome of Yersinia pestis from victims of the Black Death. Nature. DOI: 10.1038/nature10549

El amoniaco, las nubes frías y la formación de estrellas.

2011-09-19T06:21:36Z

La foto que abre esta entrada está tomada con una cámara térmica. Estas cámaras en vez de registrar la luz visible detectan la infrarroja, es decir, el calor. En la imagen vemos una interpretación en colores de los resultados de la emisión en infrarrojo: más oscuro implica más frío. La imagen corresponde a una serpiente enrollada en el brazo de un herpetólogo que retiene su cabeza debajo del pulgar. El punto que queremos ilustrar es que un objeto más frío aparece como oscuro frente a un fondo cálido en las imágenes en infrarrojo. Obviamente si tomásemos la foto en el visible la serpiente podría tener colores diversos incluidos tonos parecidos a los del brazo de su cuidador. En 1996 se descubrieron áreas en algunas nubes interestelares que en el visible e infrarrojo cercano tenían un aspecto “normal” pero que en el infrarrojo medio aparecían oscuras, por lo que, en un alarde de imaginación, pasaron a llamarse “nubes oscuras en el infrarrojo” (NOIR). Las NOIR son zonas oscuras en el cielo infrarrojo que contrastan con el fondo brillante que produce nuestra galaxia. Las NOIR parace que podrían ser el paraíso de los astroquímicos: aglomeraciones de gases fríos, densos y ricos en moléculas (léase distintas al hidrógeno molecular). Pero además las NOIR son lugares donde nacen estrellas. Hasta ahora se han venido estudiando las NOIR en las que ya estaba teniendo lugar la formación de estrellas. Si bien esto es muy interesante, aún lo es más el estadio inmediatamente anterior, cuando las NOIR son aún más frías y las protoestrellas están en los primeros pasos. Una de las principales herramientas en el estudio de estas nubes es la presencia de amoniaco (NH3). En 1969 se descubrió la presencia en grandes cantidades (relativas) de amoniaco en las nubes de gas interestelares. Se descubrió asimismo una correlación entre su presencia y las áreas donde se formaban estrellas, ya que este proceso proporcionaba las condiciones de densidad y temperatura para que el amoniaco emitiera longitudes de onda de radio. Desde entonces la presencia de esta radiación del amoniaco se ha convertido en una prueba diagnóstica para saber si en una nube de gas se están formando estrellas. El problema de esta prueba es que es sólo diagnóstica (sí/no), ya que los radiotelescopios que detectan la radiación del amoniaco tienen muy poca resolución espacial, es decir, la NOIR aparece como un punto sin estructura. Si hubiese resolución suficiente, ¿podría emplearse el amoniaco para determinar la estructura de la NOIR? Para poder estudiar la estructura de la NOIR empleando el amoniaco como indicador de la presencia de una protoestrella en formación es necesario primero aumentar la resolución. Y esto se consigue usando varios telescopios repartidos espacialmente lo más que se pueda. Y esta es la descripción del Very Large Array Telescope (VLAT) de Nuevo México (Estados Unidos). Un equipo de investigadores encabezado por Sarah Ragan, de la Universidad de Michigan (EE.UU.), ha empleado el VLAT para estudiar las subestructuras de seis NOIR relativamente jóvenes. Los resultados aparecen publicados en The Astrophysical Journal. Los investigadores han podido estudiar con suficiente resolución la estructura de las NOIR empleando el amoniaco como guía. Pero, una vez confirmado el principio de funcionamiento, lo más interesante es lo que han encontrado usándolo. Así, el gas está frío (entre 8 y 13 K) y ello significa que las estrellas en formación no lo está calentando por algún motivo. Por otra parte, las señales indican que el gas es muy denso (relativamente); a cualquier químico que se le diga que hay un gas denso a 10K (- 263ºC) lo primero que te dirá es que una parte de él debe haber pasado a estado líquido y, más probablemente, sólido, como le pasa en el espacio al monóxido de carbono. Pues no es el caso: no existen pruebas de la existencia de amoniaco en ningún otro estado que no sea el gaseoso. Finalmente, las NOIR tendrían una gran presión interna (es un gas denso) que impediría que colapsen formando nuevas estrellas. Pero resulta que sí se forman nuevas estrellas, lo que los investigadores explican por la presión de la nube caliente que rodea la NOIR. Estos resultados son sólo un anticipo de las sorpresas que nos deparará el estudio de las NOIR. Sobre ellas hay muchas más preguntas que respuestas. Y la primera es ¿cómo se forma una bolsa de gas frío rica en amoniaco rodeada de gas caliente? Referencia: Ragan, S., Bergin, E., & Wilner, D. (2011). VERY LARGE ARRAY OBSERVATIONS OF AMMONIA IN INFRARED-DARK CLOUDS. I. COLUMN DENSITY AND TEMPERATURE STRUCTURE The Astrophysical Journal, 736 (2) DOI: 10.1088/0004-637X/736/2/163...

Ragan, S., Bergin, E., & Wilner, D. (2011) VERY LARGE ARRAY OBSERVATIONS OF AMMONIA IN INFRARED-DARK CLOUDS. I. COLUMN DENSITY AND TEMPERATURE STRUCTURE. The Astrophysical Journal, 736(2), 163. DOI: 10.1088/0004-637X/736/2/163

Los núcleos de oxígeno pueden tener forma de barra.

2011-09-12T15:21:57Z

Uno puede pensar que los núcleos atómicos son, simplemente, esféricos. Y, sin embargo, no es una cuestión tan sencilla. Una regla simple es que para núcleos grandes la esfericidad es una aproximación bastante buena y, a efectos prácticos, es como si protones y neutrones fuesen canicas que intentasen ocupar el mínimo espacio posible, dando como resultado una distribución más o menos esférica: desde un huevo a una esfera propiamente dicha. Pero, ¿qué pasa con los átomos ligeros? Con éstos las formas pueden variar...y mucho. Un equipo de investigadores encabezados por Takatoshi Ishikawa, de la Universidad de Kyoto (Japón), ha calculado que un núcleo que gire rápidamente de oxígeno-16 podría adoptar una forma lineal consistente en partículas alfa en fila. Este hecho es importante a la hora de explicar las velocidades de nucleosíntesis en el interior de las estrellas, pues de la forma del núcleo depende la probabilidad de impacto de los neutrones y otros núcleos. Los resultados se publican en Physical Review Letters. Para poder entrar un poco en materia nos será útil tener en mente algún modelo del núcleo, de los, al menos, 37 existentes. Si tenemos que elegir, nos decantamos para los que nos interesa por el modelo de gota líquida, que propuso George Gamow pero que calcularon por primera vez con detalle Niels Bohr y John Wheeler. En este modelo el núcleo se asimila a una gota líquida que rota, en la que se establece un equilibrio entre las fuerzas electromagnéticas de largo alcance repulsivas entre protones y las fuerzas nucleares de corto alcance atractivas, lo que resulta en algo similar a las tensiones superficiales de las gotas líquidas de diferentes tamaños. Como consecuencia de una colisión que, en vehículos, llamaríamos frontolateral dos núcleos pequeños pueden fusionarse y dar como resultado un núcleo mayor que gira rápidamente. Como consecuencia de este giro la esfera habitual puede parecerse a una elipse. Los experimentos señalan que los elementos pesados pueden llegar a deformarse de esta manera hasta alcanzar ratios longitud-anchura de 2:1 y hasta de 3:1. Pero para los elementos ligeros como el carbono o el oxígeno ha habido indicios de que podrían existir estados muy deformados, pero sin ninguna confirmación experimental. Para simplificar los cálculos teóricos se considera habitualmente que el núcleo está formado por partículas alfa, dos protones y dos neutrones (un núcleo de helio-4, vamos), que actúan como una unidad. Es obvio que si se consideran los nucleones (protones y neutrones) individualmente los cálculos se complican exponencialmente pero las simulaciones serán más realistas. Esto es lo que ha hecho el equipo de investigadores, aprovechando unas mejoras recientes en los métodos, en concreto del Hartree-Fock, que se emplea para determinar funciones de ondas cuánticas para muchos cuerpos, en el estudio del núcleo de oxígeno-16. Los investigadores también aproximaron los valores de la fuerza nuclear fuerte describiendo las interacciones entre nucleones como fuerzas de Skyrme. Con todo esto los científicos generaron un modelo tridimensional de la densidad de nucleones que mostraba la forma que adquiría el núcleo en distintas condiciones. A frecuencias rotacionales menores de 1,5 MeV/ℏ el núcleo se mantiene esférico. Sin embargo, si la frecuencia sube a valores próximos a 2 MeV/ℏ el núcleo se estabiliza en una configuración de cuatro partículas alfa en línea [véase la imagen]. Si el núcleo rota más rápido, se rompe. Nunca se había demostrado en ningún cálculo que una estructura lineal pudiese ser estable, aunque algunos teóricos habían predicho su existencia. Análisis posteriores mostraron que una colisión entre dos núcleos de berilio-8 podría dar lugar a un oxígeno-16 con esta forma, lo que podría estar ocurriendo en el interior de las estrellas. Referencia: Ichikawa, T., Maruhn, J., Itagaki, N., & Ohkubo, S. (2011). Linear Chain Structure of Four-α Clusters in ^{16}O Physical Review Letters, 107 (11) DOI: 10.1103/PhysRevLett.107.112501...

Ichikawa, T., Maruhn, J., Itagaki, N., & Ohkubo, S. (2011) Linear Chain Structure of Four-α Clusters in ^{16}O. Physical Review Letters, 107(11). DOI: 10.1103/PhysRevLett.107.112501

Resultados de Hayabusa: el origen de los meteoritos y los asteroides menguantes.

2011-08-26T10:24:38Z

Sombra de Hayabusa sobre el asteroide Itokawa. Uno de los logros más impresionantes de la astroquímica (cosmoquímica si somos puristas) acaba de adquirir carta de naturaleza con la publicación en Science de una serie de 6 artículos con los resultados de los análisis completos de unas 1500 partículas, de entre 3 y 180 µm de tamaño, recogidas directamente de la superficie de un asteroide por la sonda japonesa Hayabusa. Los datos confirman que los meteoritos que se encuentran más frecuentemente en la Tierra, las condritas, provienen de los denominados asteroides de tipo S (los rocosos, compuestos de silicio fundamentalmente) y que los asteroides disminuyen su tamaño como consecuencia de la erosión espacial, que también explica las anomalías espectrales observadas. Pero seamos un poco sistemáticos y vayamos a los puntos clave: Objeto del experimento y recolección de muestras. La hipótesis principal de la misión Hayabusa era que los asteroides del tipo S son cuerpos del Sistema Solar primitivo y que son, por tanto, un registro de la historia del Sistema Solar. Para demostrarla era necesario comprobar que la composición química y mineralógica de los asteroides es idéntica a las condritas ordinarias (meteoritos no metálicos, rocosos; no confundir con las condritas carbonáceas) que ya se sabía que eran los materiales más antiguos del Sistema Solar. El polvo fue recogido de la superficie del asteroide 24143 Itokawa por la sonda japonesa Hayabusa en 2005 y retornado a la Tierra en 2010. El asteroide, de unos 500 metros de eje mayor y 300 metros de eje menor, estaba en ese momento a unos 300 millones de kilómetros de la Tierra. Análisis químico y mineralógico. Los ratios de isótopos de oxígeno medidos coinciden con los de las condritas ordinarias. Los análisis por activación neutrónica de las muestras demuestran que los ratios hierro/escandio y níquel/cobalto son los mismos que los de las condritas ordinarias. La composición mineralógica típica es mayoritariamente olivino, con pequeñas cantidades de plagiocasa, piroxenos, troilita y taenita. Estos resultados demuestran inequívocamente que los asteroides de tipo S son los cuerpos originarios de las condritas ordinarias. Se detectan isótopos de gases nobles en las muestras. Efectos de la erosión espacial. Solemos pensar que el espacio es un inmenso vacío y que, consecuentemente, no tendría sentido hablar de erosión de un meteorito. Pero un meteorito se ve bombardeado continuamente por partículas energéticas como el viento solar y los rayos cósmicos de alta energía así como micrometeoroides; al conjunto de procesos al que dan lugar estos agentes se le denomina erosión espacial (space weathering). A diferencia de la erosión terrestre de las rocas, la erosión espacial puede originar reacciones nucleares, lo que simplificando, genera núclidos de gases nobles tales como isótopos de helio, neón y argón. Estos isótopos se generarían debajo de la superficie del asteroide, por lo que su presencia en el polvo recogido indicaría que estos isótopos están llegando a la superficie y se están perdiendo en el espacio: el asteroide por este proceso estaría disminuyendo su masa, como le pasa a una roca terrestre por la erosión. Los impactos en la superficie de los protones y de los micrometeoroides, por otra parte, provocan un efecto parecido, pero a mucha menor escala, al impacto de un meteorito en la superficie terrestre: un aumento local de la temperatura y la vaporización de materiales que después se condensan y depositan. Este fenómeno en la superficie del asteroide hace que haya pequeñas partículas de hierro en el vapor que condensa. Esta presencia metálica en el vapor explica las diferencias espectrales observadas entre las condritas ordinarias recogidas en la Tierra y los asteroides. El análisis del polvo confirma esta hipótesis. Referencias: Más información, las referencias a los artículos y material gráfico pueden encontrarse en “Seis artículos en Science analizan el polvo del asteroide Itokawa traído a la Tierra por la sonda Hayabusa de la agencia espacial japonesa” de La ciencia de la mula Francis. Información complementaria sobre la erosión espacial del asteroide Itakawa puede obtenerse aquí: Hiroi, T., Abe, M., Kitazato, K., Abe, S., Clark, B., Sasaki, S., Ishiguro, M., & Barnouin-Jha, O. (2006). Developing space weathering on the asteroid 25143 Itokawa Nature, 443 (7107), 56-58 DOI: 10.1038/nature05073...

Hiroi, T., Abe, M., Kitazato, K., Abe, S., Clark, B., Sasaki, S., Ishiguro, M., & Barnouin-Jha, O. (2006) Developing space weathering on the asteroid 25143 Itokawa. Nature, 443(7107), 56-58. DOI: 10.1038/nature05073