jueves, 31 de diciembre de 2009

WISE ya está calibrado

El tescopio WISE aportará en aproximadamente un mes sus primeros resultados después de que haya sido totalmente calibrado. Todo el proceso ha marchado tal y como se tenía programado, sin ningún tipo de percance.
WISE llevará a cabo el estudio de infrarrojos más detallado de todo el cielo hasta la fecha. Sus millones de imágenes expondrán el lado oscuro del Cosmos: objetos como asteroides, estrellas y galaxias, que son demasiado frías, o polvo que no se ve con luz visible. El telescopio estudiará el cielo una vez y media en nueve meses, tiempo en el que concluirá su misión principal, ya que el refrigerante que necesita para ver la luz infrarroja se evaporará.
Los científicos y los ingenieros están ahora ocupados en ajustar la velocidad de la nave para que coincida con la tasa de un espejo de escaneado. Para tomar imágenes fijas en el cielo, a medida que WISE orbita alrededor de la Tierra, se utiliza un espejo de exploración para contrarrestar el movimiento de la sonda. La luz del espejo primario del telescopio en movimiento se centrará en la exploración del espejo, que se mueve en la dirección opuesta a la misma velocidad. Esto permite a la nave tomar instantáneas del cielo cada 11 segundos, es decir, alrededor de 7.500 imágenes por día.

Más información en el enlace.

La NASA elige a tres finalistas para misiones futuras


La Luna, Venus, y un asteroide son los tres cuerpos celestes de nuestro Sistema Solar con mayores posibilidades para la próxima aventura espacial de la NASA. El proyecto final será elegido en 2011, y será aquél que proporciones más avances y conocimientos a la ciencia. Las misiones propuestas buscan sondear la atmósfera y la corteza de Venus, analizar un trozo de un asteroide, o estudiar el sistema Tierra-Luna para conocer mejor el origen de ambas.
Estas propuestas se estudiarán desde diferentes aspectos como es el desarrollo técnico necesario para la investigación, el presupuesto de cada una y las espectatitvas que se espera lograr, así como las oportunidades que presentan para el desarrollo económico de pequeñas empresas. La misión seleccionada debe estar lista para su lanzamiento como muy tarde el 30 de diciembre de 2018.
Los proyectos fueron presentados a la NASA el 31 de julio de 2009, en respuesta al Programa Nuevas Fronteras que trata de explorar el Sistema Solar para mejorar su comprensión de él.
La misión ganadora será la tercera de este programa. La primera en ser elegida, la New Frontiers, fue lanzada en 2006 y viajará hasta el sistema Plutón-Caronte, al que espera llegar en 2014.La segunda misión, Juno,orbitará Júpiter de polo a polo por primera vez y estudiará en profundidad la atmósfera del planeta y su interior. Su lanzamiento está programado para 2011.

Más información en el enlace.

miércoles, 30 de diciembre de 2009

Eclipse de Luna en Nochevieja.

Quien quiera disfrutar de un espectáculo astronómico antes de la cena , que no dude en mirar al cielo y contemplar la Luna. Mañana se percibirá débilmente cómo nuestro satélite se eclipsa. En esta página de la NASA tenéis todos los datos necesarios para su observación.
El fenómeno comenzará a las 17h17m UT y terminará a las 21h 28m UT. La mitad, del eclipse, momento en el que más se apreciará la ocultación, se producirá a las 19h 22m UT. Recordad que este eclipse no será muy llamativo y que tal vez algunos aficionados no puedan percibirlo si las condiciones de observación no son las óptimas, ya que la magnitud del eclipse es de tan sólo 0,076.
El eclipse será completamente visible en Europa y gran parte de Asia, y parcialmente visible en algunas zonas de África, Ásia y Australia. Los observadores del contimente americano tendrán que esperar a otra ocasión para contemplar un fenómeno de estas características.

2ª edición del Carnaval de la Física


Se acerca el final del año y todos esperamos recibir mejor el próximo con la esperanza de alejar la crisis de nuestra economía. Pero, mientras nos atiborramos a champán y a dulces, en esta ocasión, también celebramos otro acontecimiento especial: la culminación del Año Internacional de la Astronomía.
Antes de centrarme en la celebración de este Segundo Carnaval de la Física, voy a recordar a los profesionales y a las profesionales a los que se les ha dedicado este año.
A lo largo de estos doce meses, diferentes medios de comunicación han hecho más hincapié en todas las noticias relacionadas con el Cosmos. Se ha recordado a Carl Sagan, uno de los grandes divulgadores científicos que acercó la astronomía a la población de a pié.
Este año también ha sido el de las mujeres astrónomas olvidadas entre las páginas de la historia por cuestiones de sexo. Algunos han descubierto el personaje de Hipatia de Alejandría (siglos IV-V), filósofa, matemática y astrónoma, gracias a la película de Alejandro Amenábar. Pero no hace falta alejarse tanto en los anales del tiempo para descubrir nombres olvidados por la historia. ¿Qué me decís de Caroline Herschel? Fue la primera astrónoma profesional de la historia. Incluso, las malas lenguas, dicen que su hermano se llevó el reconocimiento por algunos de sus trabajos. Caroline(1750-1848) descubrió 8 cometas, tres nebulosas, estudió sistemas binarios y escribió dos catálogos astronómicos. Estoy convencida de que muchos no habían escuchado su nombre hasta este año. Herrietta Leavitt (1868-1921), fue la descubridora de la relación periodo-luminosidad de las estrellas variables cefeidas, método clave para que Hubble revelara la expansión del Universo y la existencia de otras galaxias. Fueron tantas sus aportaciones a la física que se intentó nominarla a los premios Nobel en 1925, tarea infructuosa ya que este galardón no se concede a título póstumo. Annie Jump Cannon (1863-1941) determinó y clasificó los espectros de más de 225.000 estrellas, un récord todavía no batido en la historia. Junto a Henrietta fue una de las “damas” de Pickering.
Las tres astrónomas citadas forman parte de un calendario que se editó el año pasado en el seno del grupo de trabajo “Ella es una astrónoma”, avalado por la UNESCO. Su objetivo es promover la igualdad entre hombres y mujeres ya que el número de éstas en el ámbito científico es aún muy reducido. El resto de las profesionales que aparecen en él son:
Fátima de Madrid (siglos X-XI): astrónoma musulmana que estudió astronomía de posición, cálculos de paralajes y eclipses.
Maria Winckelmann Kirch (1670-1720): astrónoma alemana que realizó calendarios de eventos astronómicos, analizó auroras boreales y estudió las conjunciones de Júpiter y Saturno.
Nicole-Reine Lepaute (1723-1788): calculó la fecha del regreso del cometa Halley teniendo en cuenta las perturbaciones debidas a los gigantes gaseosos.
Wang Zhenyi (1768-1797): a pesar de haber muerto muy joven escribió doce libros sobre astronomía y matemáticas.
Maria Mitchell (1818-1889): considerada la primera astrónoma académica estadounidense, lucho para que su salario no fuera sólo una tercera parte que el de sus compañeros. Estudió la posición del planeta Venus.
Williamina Paton Stevens Fleming (1857-1911): una de las trabajadoras de Pickering, descubrió la nebulosa Cabeza de Caballo.
Cecilia Payne-Gaposchkin (1900-1979): demostró que el hidrógeno es el principal componente de las estrellas.
Paris Pismis (1911-1999): primera profesional que se dedicó a la Astronomía en México. Descubrió 20 cúmulos abiertos y 3 globulares, y estudió las estructuras espirales de las galaxias.

Estas astrónomas son reconocidas a nivel mundial, pero en cada país hay historias particulares que merece la pena no olvidar. Aún así, no puedo terminar de despedir este Año Internacional de la Astronomía sin mencionar a Galileo Galilei. A él se le ha dedicado esta celebración. Su vida y su obra han llenado exposiciones, y a lo largo de todo el planeta, se han ofrecido miles de conferencias que han hablado de su biografía y de sus investigaciones. Protagonizó una revolución científica al utilizar por primera vez un telescopio para la observación astronómica. A él le debemos descubrimientos como los satélites galileanos, las fases de Venus, y el relieve lunar. También estudió las manchas solares y aportó grandes conocimientos a la física del movimiento.

Pero pasemos ya finalmente a las contribuciones aportadas a este Segundo Carnaval de la Física. Dadas las fechas, tengo que felicitar a todos los participantes que han sacado tiempo para redactar sus aportaciones en estas vorágine de encuentros entre familiares y amigos. Muchas gracias a todos por aportar este broche a la culminación de esta celebración. Aquí tenéis en mapa de los participantes:


[googlemaps http://maps.google.it/maps/ms?ie=UTF8&hl=ca&msa=0&msid=117591213191199257063.0004794d98962aaa398fd&ll=29.53523,-33.75&spn=149.554078,298.828125&t=p&z=1&output=embed&w=425&h=350]



-Manu Arregi Biziola de Bergara (Guipúzcoa), autor de El Navegante, nos envía su aportación en castellano y en euskera. Ha escrito un post sobre Los Colores del Universo. ¿Son las nebulosas tal y como se muestran en las fotografías? En su trabajo encontraréis una respuesta breve y directa que os aclarará esta pregunta.



-Germán Fernández Sánchez de Tres Cantos, es el autor del blog El Neutrino. Para este Carnaval nos ofrece dos artículos. El poderoso Influjo de la Luna, que explica la influencia de nuestro satélite en las mareas, ilustrado con un vídeo y ¡Oh, sé buena chica, bésame!, que resume las clases espectrales de las estrellas bajo un sugerente título.



-Gerardo Blanco, de Buenos Aires, es el autor del conocido blog Últimas Noticias del Cosmos. Su aportación se titula Unidades de longitud en Astronomía. Es un recomendable artículo sobre las medidas del Universo que destaca por su claridad y por incorporar una animación interactiva que hace al lector partícipe activo de la lectura.


-Sergio Palacios, de Lugones (Asturias), es el autor del blog Física en la Ciencia Ficción y nos ha regalado para esta segunda edición del Carnaval una divertida redacción con Santa Claus como protagonista y sus problemas con la energía que necesita para cumplir con sus obligaciones laborales. Su título es ¡Ho,ho,ho,…Boom! ¿Quién dijo que la física no era divertida?


-Rael García de Alella (Barcelona) autor del blog rtfm.es ha escrito un extenso artículo sobre la historia del átomo, titulado El átomo Indivisible, y en especial sobre las importantes contribuciones aportadas por Avogadro a la química de lo pequeño. Conocimientos fundamentales para cualquier físico.


-Iván García Cubero, de Oviedo, escribe un artículo titulado: ¿Es realmente frío el metal? Podéis encontrar esta aportación en su blog Wis Physics. Este trabajo surge a raíz de una frase que el autor escuchó en un programa de radio en la que se decía que el metal era frío. ¿Es lo mismo decir que el metal es frío o que sentimos el metal frío? Iván nos da una respuesta científica a esta pregunta.



-Ferney de Bogotá (Colombia), aporta un cuento que hay que leer con detenimiento para apreciar la física encerrada en él y comprenderla. Su título es Viajar más rápido que la luz, ¿qué pasaría? Se encuentra en su blog Cosmotheoros, el Universo autodidacta.


-Hawky de Santander, autor del blog Universo Cuántico, nos hace un resumen de los conocimientos que tenemos del planeta Venus, repasando su observación y exploración, así como de pequeñas notas para contemplarlo en los próximos meses. Su título es Un paseo por Venus.


-Roi Oliva y Carlo Ferri son de Pozuelo de Alarcón (Madrid) y de Barcelona respectivamente, y son los autores del blog Gravedad Cero, y los organizadores del Primer Carnaval de la Física que contó con un gran éxito de participación. En esta segunda edición, ambos han aportado magníficos artículos de divulgación científica. Roi nos habla de La Curvatura del Universo desde las conjeturas de la época de Cristóbal Colón hasta las últimas teorías sobre las múltiples dimensiones de nuestro Universo.
Carlo, en su artículo titulado El neutrino y la Ballena, nos cuenta cómo a veces experimentos científicos de una rama de la ciencia aportan más a otra rama, en este caso cómo un experimento encaminado a la investigación de los neutrinos llegó a aportar datos en la investigación de patrones de comunicación entre las ballenas.


-Agremon nos ha escrito en gallego un post titulado Variacións sobre fisica. El autor es el creador del blog Física e Química en Ribadeo.



-Y por último mi aportación. Para esta ocasión he decidido escribir una introducción sobre las Estrellas Variables Cefeidas, porque durante este Año Internacional de la Astronomía han sido una de las protagonistas gracias a Henrietta Leavitt.


Sin más, agradeceros a todos vuestra participación por divulgar esta maravillosa ciencia y desearos unas felices fiestas. Espero poder leeros en la próxima edición del Carnaval que se celebrará en el Blog Leonardo da Vinci.


Aquellos que estéis interesados podéis visitar la red social creada especialmente para estos eventos. http://carnavaldelafisica.ning.com/

Gracias!!

lunes, 28 de diciembre de 2009

Los lugares más fríos del Sistema Solar

Hace unas semanas, los astrofísicos anunciaban haber hallado el lugar más frío del Sistema Solar en un cráter de nuestra propia Luna, en una zona donde nunca llega la luz del Sol. En un futuro, esperemos que más próximo que lejano, hallaremos lugares más fríos aún en otras lunas más alejadas de nuestra estrella e incluso en zonas pertenecientes a objetos transneptunianos no expuestas a la radiación solar. Pero como ahora eso no es posible, vamos a resumir brevemente algunas de las áreas más frías localizadas de nuestro Sistema Solar.



Marte

El año pasado, la Phoenix Mars Lander de la NASA observó la nieve depositada en la región norte de Marte llamada Vastitas Borealis, donde aterrizó el 25 de mayo de 2008 al excavar debajo de la superficie en busca de hielo de agua. Las zanjas excavadas por el brazo robótico, efectivamente expusieron el hielo subterráneo,y arrojaron más luz sobre la historia del agua en el planeta rojo. Además de las nevadas ligeras, Phoenix observó la formación de hielo en la superficie marciana similar a como ocurre en nuestro invierno cuando la nieve comienza a acumularse en el hemisferio norte. De hecho, se cree que el módulo de aterrizaje se ha cubierto de hielo debido a este fenómeno desde que la NASA perdió contacto con él en noviembre de 2008.


Titán

Los lagos de metano y etano líquido salpican el paisaje de esta luna de Saturno, en un ambiente más frío que la Antártida. Pero a pesar de su estado general más gélido, el viento, las lluvias y los procesos tectónicos en Titán lo convierten en uno de los análogos más cercanos de la Tierra en el Sistema Solar. Aunque la temperatura media de la superficie del satélite es de menos 180 grados Celsius,el metano y el etano podrían proporcionar un refugio para la vida.




Encélado

Encélado tiene géiseres de agua gaseosa que surgen en su superficie en un proceso llamado criovulcanismo. Existe un fuerte debate sobre la composición exacta del planeta y de las plumas que expulsa. Algunos científicos sostienen que la luna contiene alguna corriente de agua, mientras que otros mantienen que está formado sólo por hielo sólido.







Europa

Europa, una luna de Júpiter, también es un mundo helado, que muestra una apariencia característica de una superficie de hielo de agua (a una temperatura de casi menos 184 grados Celsius) con un posible océano de agua líquida en su interior. La superficie helada es una de las más suaves en el Sistema Solar, marcada por algunas grietas y rayas, pero con relativamente pocos cráteres. A pesar de la corteza helada y de las temperaturas superficiales gélidas, algunos científicos creen que el calor de la dínamo interior de la luna y la fuerza de marea generada por Júpiter, podrían mantener el océano lo suficientemente caliente como para sustentar la vida.



Cometas

Estos cuerpos son las colecciones de polvo, hielo de agua, y pedazos de roca que provienen de los límites exteriores del Sistema Solar. Desarrollan su cola reveladora cuando su órbita los acerca al Sol y los materiales volátiles encerrados en la roca se vaporizan por la radiación solar. Pero cuando están en el Sistema Solar exterior, se mantienen congelados conservando en la mezcla helada los trozos de material que queda de la formación del Sistema Solar.






Urano

Es uno de los cuatro gigantes gaseosos, y a veces recibe la categoría de "gigante de hielo", junto con Neptuno. La atmósfera de Urano, formada por hidrógeno, helio, agua, amoniaco y metano helado, es la más fría de los planetas, con una temperatura de menos 224 grados Celsius.








Plutón

A principios de este año, los científicos determinaron que la atmósfera de Plutón está más caliente de lo que se pensaba anteriormente. Pero caliente es un término relativo. El aire sobre la superficie del planeta enano tiene una temperatura de -180 grados Celsius, mientras que su superficie se encuentra a -220 grados Celsius. Desde su descenso de categoría de estatus de planeta en 2006, Plutón ha sido agrupado en una clase de organismos conocidos como el Cinturón de Kuiper.



El espacio en sí

Uno de los lugares más fríos en el espacio es el espacio mismo. La radiación de fondo de microondas que impregna todo el Universo (y que es la energía remanente del Big Bang teórico) tiene una temperatura de unos -270 grados Celsius.






Nave espacial Planck

El lugar más frío conocido en el espacio no es un cometa helado, o incluso el propio espacio, sino que es algo que el hombre ha construido: la nave de la Agencia Espacial Europea Planck. En su camino hacia su punto órbital final - donde se observará la radiación remanente del Big Bang teórico - el telescopio se enfriará hasta la temperatura de funcionamiento de menos 273,05 grados Celsius. Esta temperatura es de sólo 0,1 grados Celsius por encima del cero absoluto, la temperatura más fría posible, en teoría, en nuestro Universo.




Los cráteres polares de la Luna

Paradójicamente, el lugar más frío conocido hasta ahora en el Sistema Solar no es un objeto distante en órbita en el cinturón helado de Kuiper, sino que se encuentra mucho más cerca del Sol. En septiembre, la nave de la NASA Lunar Reconnaissance Orbiter midió la temperatura de los cráteres permanentemente en sombra en el polo sur de la Luna, donde su compañera, la sonda LCROSS encontró depósitos de hielo de agua después de impactar en un cráter en octubre. Los instrumentos del LRO encontraron que los cráteres se encontraban a menos de -238 grados Celsius. ¡ Más fríos incluso que la superficie del lejano Plutón!




Enlace original: Space.com

domingo, 27 de diciembre de 2009

Estrellas variables cefeidas

Este artículo lo he redactado para celebrar el segundo Carnaval de la Física que se organiza precisamente en este blog.
Espero que os guste esta introducción a las variables cefeidas.




Introducción

La estrella Delta Cephei es conocida desde la antigüedad. En el año 126 a.C., Hiparco ya realizó una descripción de este astro. Pero hubo que esperar hasta 1784 para que el astrónomo aficionado inglés John Goodricke descubriera su variabilidad de 5,4 días. Desde entonces, las estrellas de este tipo han sido estudiadas minuciosamente por los astrónomos de todo el mundo.


Las cefeidas son un tipo de estrellas variables pulsantes radiales de alta luminosidad con periodos que van desde 1 a 135 días y cuyas magnitudes varían entre centésimas hasta 2 unidades.
Son las estrellas variables pulsantes que presentan menores irregularidades en la duración de su periodo. A diferencia de las variables no radiales, conservan su forma esférica durante la pulsación.
Una de las características principales que permite distinguirlas de otras estrellas variables es que la amplitud de la curva de luz varía según la banda del espectro visual en la que se observan. En especial, las modulaciones aparecen más acusadas en longitudes de onda inferiores, como el azul y el ultravioleta. Se ha comprobado que el tipo espectral es más avanzado cuanto más largo es el periodo. El tipo espectral en el máximo es F, y en el mínimo pueden oscilar entre G y K.
Pero de todas las características que presentan estas estrellas, la más importante es la relación que existe entre su periodo y su luminosidad.



Esta particularidad se ha utilizado para medir distancias cósmicas, ya que estas estrellas son tan brillantes que se han llegado a ver en otras galaxias.




Un poco de historia

Como ya he comentado en la introducción, la estrella delta cephei, visible a simple vista, es conocida desde la antigüedad. Aunque fuera Goodricke quien descubriera su variabilidad, fue Henrietta Leavitt la que aportó los avances más importantes en el estudio de este tipo de estrellas.


Henrietta Leavitt (1868-1921) estudió en el colegio Oberlin y en el Radcliffe donde se graduó en 1892. Después de graduarse se interesó por la astronomía y en 1895 entró a trabajar como voluntaria en el Observatorio de Harvard donde 7 años más tarde entró a formar parte de la plantilla de Pickering. El trabajo de Leavitt, y de las otras mujeres que componían su unidad de estudio, consistía en la realización de laboriosos trabajos de cálculo que eran poco reconocidos en la época y, que dado el machismo reinante, se delegaba en las mujeres. El trabajo de estas astrónomas quedó completamente eclipsado ya que todos los méritos eran otorgados a su supervisor, Pickering. Al menos, en este Año Internacional de las Astronomía 2009, la comunidad científica ha reconocido finalmente el trabajo de estas científicas a las que se les negó el avance en sus investigaciones por razones de género.
Henrietta se tomó muy en serio su trabajo, y en el meticuloso estudio que realizó de las placas fotográficas que le entregaban para su análisis, pudo comprobar la existencia de una especie de patrón en el comportamiento de las estrellas variables cefeidas. Viendo este resultado, volcó todos sus esfuerzos en el estudio de estas estrellas lo que le llevó a calcular la relación entre el período y la luminosidad de las cefeidas, su mayor contribución a la astronomía. Leavitt publicó en 1908 un trabajo original en el que explicaba que, según sus datos, las estrellas cefeidas palpitaban con un ritmo regular y tenían una mayor luminosidad intrínseca cuanto más largo era su periodo, lo cual parecía suceder de una forma bastante predecible. Aunque el trabajo fue redactado por la astrónoma, iba firmado por Pickering. Afortunadamente, al inicio de éste, se hizo una reseña a la verdadera autora.
En 1909 se calculó mediante triangulación la distancia que nos separa de algunas variables cefeidas y, gracias al patrón periodo-luminosidad determinado por Henrietta, se pudo utilizar estas estrellas para calcular distancias cósmicas. De hecho, a partir del trabajo de Leavitt y de otros datos astronómicos como el corrimiento al rojo, Edwin Hubble determinó la existencia de otras galaxias y de la expansión del Universo.
Henrietta Leavitt murió de cáncer en 1921 a los 53 años siendo considerada aún como asistente a pesar de sus grandes contribuciones a la ciencia.




Tipos de cefeidas

En un principio, podemos clasificar las estrellas cefeidas en dos grandes grupos:

- Las cefeidas típicas cuya estrella tipo es delta cephei, denominadas de población I.

- Las cefeidas de tipo W Virginis a las que pertenecen las estrellas de población II.




a) Estrellas de población I

Las variables de tipo delta Cep son objetos relativamente jóvenes que han dejado la secuencia principal y que se encuentran en la banda de inestabilidad del diagrama H-R, tal y como se ve en el diagrama superior. Se localizan preferentemente en los brazos espirales de nuestra galaxia y en los cúmulos abiertos. Son estrellas supergigantes, que oscilan entre las 3 y 30 masas solares y que cuentan con una luminosidad entre 500 y 30.000 veces la solar siendo su temperatura superficial de unos 10.000K. Su edad es de aproximadamente 100 millones de años. A diferencia de las estrellas de tipo II, las cefeidas de tipo I son muy ricas en metales.




b) Estrellas de población II

Las cefeidas de este tipo son denominadas W Virginis, como la primera de esta clase en ser descubierta por Schönfeld en 1866. En determinadas fases presenta en el espectro una emisión intensa de calcio ionizado. Son estrellas más viejas que las de clase I y se encuentran en el núcleo y en el halo de nuestra galaxia, especialmente en el interior de los cúmulos globulares. Cuentan con 0,5 masas solares y en el diagrama HR se encuentran en la rama horizontal tras las gigantes rojas. Tienen periodos de pulsación más breves y son menos luminosas que las cefeidas clásicas. Existe un subtipo: el de las cefeidas de tipo BL Herculis, cuyos períodos de pulsación son inferiores a 8 días.
Las W Virginis más brillantes y con periodos más largos (30 a 150 días) se conocen como RV Tauri. Algunos autores adicionan a la categoría de cefeidas tipo II a las Delta Scuti o también cefeidas enanas que son del tipo espectral F con amplitud y periodo inferiores a los de las RR Lyrae y luminosidad intrínseca menor.




-Diferencias entre estos dos grupos.




En la gráfica superior tenemos un esquema que relaciona a todas las variables cefeidas mencionadas en este artículo. Como podemos comprobar, se encuentran situadas en zonas muy diferentes del sistema HR, pero casi todas dentro de la zona verde.
No siempre es fácil distinguirlas. Por ejemplo, en cuanto a la posición en la galaxia, no es un criterio suficiente, ya que algunas estrellas, incluyendo las de tipo de CW están cerca del plano galáctico. De hecho, son dos grupos de objetos completamente diferentes, en distintos estados de evolución.
Las cefeidas clásicas presentan una subida de brillo mucho más rápida que la bajada y máximos puntiagudos. Tardan aproximadamente el 25% del ciclo de variación en subir y pasan el restante 75% bajando de brillo. Sus curvas recuerdan a las de las RR Lyrae.
Las cefeidas W Virginis presentan curvas más simétricas que las de tipo I. También presentan una característica “joroba”, que se va desplazando a medida que avanzan los diferentes ciclos hasta llegar a causar un máximo casi horizontal. En la ilustración inferior se puede apreciar esta característica en la gráfica de la derecha. La de la izquierda pertenece a una cefeida clásica. Podemos ver, como se ha indicado antes, que las estrellas de población I tienden a ganar brillo rápidamente, para después perderlo más lentamente.






Mecanismo de pulsación de las cefeidas.

La luminosidad de una estrella depende de su temperatura superficial y de su tamaño, por ello las variaciones periódicas de la temperatura pueden producir modulaciones en su luminosidad. En el caso de las cefeidas, las variaciones de temperatura pueden tener lugar como consecuencia de una serie de contracciones y expansiones radiales de la propia estrella debido a la ionización de una capa de helio causada por el cambio de temperatura. El período de pulsación de una cefeida sería proporcional al valor medio del radio que, a su vez, depende intrínsecamente de las características de la propia estrella. Cuando la estrella está más contraída, aumenta la temperatura en las regiones centrales, por lo que la estrella se calienta y aumenta su brillo. La radiación tiene dificultades para escapar, así que aumenta la presión interior y la estrella comienza a hincharse. Según se expande, la cefeida se hace más transparente, la radiación escapa y la estrella se enfría perdiendo luminosidad. Luego, el aumento de energía liberada tiende a detener la contracción de la estrella y a producir una dilatación de las capas más externas. Alcanzada cierta temperatura mínima, la expansión se detiene y el radio de la estrella se ajusta en torno a una posición de equilibrio. Es decir, la luminosidad de una variable cefeida es inversamente proporcional a sus dimensiones, lo que significa que es máxima cuando el radio es mínimo, y viceversa. Las cefeidas alcanzan su máximo brillo en el momento de expansión más rápida, cuando la temperatura ha alcanzado un máximo por la contracción y la expansión aún no ha dado tiempo al enfriamiento a pesar de que la superficie estelar radiactiva ya ha aumentado. El tamaño de la estrella oscila entre un 5 y un 10%. El tiempo de vida de una cefeida en este estado de oscilación es del orden de un millón de años. La mayoría de las estrellas de entre 3 y 15 masas solares pasan por esta fase. Las estrellas más masivas tienen periodos más largos: el tener un radio importante, les lleva más tiempo dilatarse.
Las oscilaciones de una estrella pulsante son el resultado de ondas que resuenan en el interior estelar. Estas ondas, implicadas en los modos radiales de pulsación estelar, son esencialmente ondas estacionarias similares a las que ocurren en el tubo de un órgano que está abierto en uno de sus extremos. La estrella y el tubo del órgano pueden sustentar varios modos de oscilación. La onda estacionaria, para cada modo, tiene un nodo al final (el centro de la estrella) donde los gases no se mueven y un antinodo al otro extremo (superficie de la estrella). En el modo fundamental los gases se mueven en la misma dirección en cada punto de la estrella. Sí hay un sólo nodo entre el centro y la superficie, es el llamado primer armónico, con los gases moviéndose en direcciones opuestas a ambos lados del nodo y para el segundo armónico hay dos nodos. Para los modos radiales el movimiento del material estelar ocurre principalmente en las regiones superficiales. La mayoría de las Cefeidas clásicas y W Virginis pulsan en el modo fundamental.






Las cefeidas como indicadoras de distancias

La consecuencia más importante de la relación período-luminosidad es que proporciona un método para evaluar la magnitud absoluta de una cefeida. Una vez conocida ésta, es posible conocer la distancia calculando la diferencia respecto a la magnitud aparente (módulo de distancia). Por este motivo, las cefeidas tienen el importante papel de indicadoras de distancia y han sido utilizadas con este fin continuamente.

La relación enunciada por H. Leavitt es de la forma:

M = a log P + b

donde M es el valor medio de la magnitud absoluta y P el periodo. Como el coeficiente a es negativo, cuanto más luminosa sea la cefeida,
mayor será su periodo . Para las cefeidas de tipo I, cuya relación periodo-luminosidad es más exacta, los valores de los coeficientes equivalen a:

a= -1,74 ; b= -0,65

Una vez determinados P y M, podemos medir la distancia a través de la comparación con la magnitud aparente. Es decir, relacionamos la magnitud que sabemos que posee esa estrella con la que vemos nosotros. Para afinar estos resultados, había que calcular lo más exactamente posible el valor de los coeficientes. Para ello se utilizaron las cefeidas más cercanas para calibrar estos valores, para posteriormente calcular distancias con las variables cefeidas más lejanas. Esta calibración fue realizada por E. Hertzsprung en 1913, y después por H. Shapley en 1918 utilizando una población de cefeidas observadas en los cúmulos globulares de nuestra Galaxia. En 1918, utilizando las cefeidas como indicadoras de distancia, se logró medir las dimensiones de la Vía Láctea. En 1924, Edwin Hubble observa por primera vez cefeidas en M31, M33 y NGC6822, y utilizando esta calibración, determinó sus distancias y estableció así que M31 no es una nebulosa sino una galaxia similar a la nuestra que dista 2,5 millones de años luz. En los posteriores años, Hubble y otros astrónomos se dedicaron a calcular la distancia que nos separa de múltiples galaxias y objetos más cercanos como cúmulos estelares y nebulosas.
Dada la importancia de los datos que aportan las cefeidas, aún hoy en día se estudian sus curvas de luz para calibrar más refinadamente el valor de sus coeficientes. En 2001 el GEA descubrió la cefeida NSV01450. Observaron este astro durante más de 50 noches seguidas en las bandas fotométricas B y V lo que generó más de 5.000 imágenes de CCD que fueron tratadas informáticamente. El análisis de los datos reveló que la estrella tenía un periodo de 12,64 días. Gracias al estudio fotométrico de la curva de luz de esta estrella pudo determinarse la forma aproximada de su situación en la Vía Láctea respecto de nuestro Sol.



Gracias a los nuevos instrumentos de observación, como el telescopio espacial Hubble, se han podido encontrar nuevas variables cefeidas en otras galaxias más lejanas, lo que ha ayudado a determinar sus distancias a la Tierra.




Bibliografía.

http://www.astromia.com/biografias/leavitt.htm
http://www.astrogea.org/VARIABLE/cephei~1.htm
http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_variable_Cefeida
http://www.aavso.org/vstar/vsots/0900.shtml
http://www.mallorcaweb.net/masm/var.htm
http://media4.obspm.fr/public/VAU/tiempo/distancia/calibracion-primaria/cefeidas/APPRENDRE.html
http://www.ite.educacion.es/w3/eos/MaterialesEducativos/mem/antares/observatorio/modulo5/m5_u303.html
http://astrorawson.com.ar/Articulos/estrellas-variables.html
http://www.surastronomico.com/variable_200902.htm
http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_10-05.htm
http://www.astrogea.org/var2/nsv1450/index.htm

jueves, 24 de diciembre de 2009

Festival de baile de los satélites de Saturno

La NASA ha publicado una serie de animaciones producidas a partir de los fotogramas obtenidos por la Cassini que muestran los movimientos de dos o más lunas de Saturno. De esta forma, no sólo podemos tener una visión más real de lo que ocurre en el sistema de los anillos, sino que estos vídeos también pueden utilizarse para realizar cálculos orbitales de las lunas.

Todos los vídeos se encuentran en el enlace.

El Keck se adentra en un disco protoplanetario


Las regiones interiores de los discos de formación planetaria ofrecen información acerca de cómo se forman mundos como la Tierra, sin embargo, a día de hoy no existen telescopios que puedan vislumbrar estas zonas. Aún así, por primera vez, gracias a los instrumentos del Observatorio WM Keck, en Hawai, se han podido medir las propiedades de un sistema solar joven mediante interferometría.
William Danchi, miembro del grupo de investigadores que ha llevado a cabo esta investigación, señala que cuando se trata de la formación de planetas telúricos, donde se debe mirar es en el interior de los discos planetarios, en las zonas cercanas a la estrella, es decir, dentro o en las cercanías de la zona habitable, donde se dan las condiciones más óptimas para que pueda desarrollarse la vida.
En agosto de 2008 se pudo observar un objeto estelar joven denominado MWC 419, de color azul y con una masa varias veces superior a la solar, situado a unos 2.100 años luz de distancia en la constelación de Casiopea. Su edad se estima en 10 millones de años. Los científicos midieron la temperatura del polvo en diversas regiones del disco interno para tratar de determinar su estructura y su composición química, así como sus propiedades físicas, para deducir si se dan las condiciones necesarias para la formación de planetas rocosos cerca de la estrella y de gigantes gaseosos a mayores distancias. Los astrónomos percibieron, a partir de los datos recopilados, que el tamaño de la estrella joven puede afectar a la composición y a las características de su disco protoplanetario. Por ello siguen estudiando este sistema para deducir las consecuencias a largo plazo para la formación de planetas en sistemas similares.

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Descubierto un nuevo exoplaneta mediante anomalías gravitacionales en otro exoplaneta del mismo sistema

Para aquellos que conocen la historia del Sistema Solar, el descubrimiento de Neptuno es una historia muy emocionante. Antes de que se encontrara mediante la observación directa, se descubrieron sus efectos gravitatorios en otro planeta (Urano). A partir de estas anomalías, los astrónomos fueron capaces de predecir la posición del planeta aún no observado, y en 1846 se descubrió el planeta predicho en el Observatorio de Berlín. Este descubrimiento provocó la búsqueda de otros planetas mediante las discrepancias orbitales atribuidas a las perturbaciones gravitacionales de Mercurio. Sin embargo, ninguno fue encontrado, debido finalmente a que las irregularidades de la órbita de Mercurio se debieron a los efectos relativistas.
Sin embargo, esta técnica de descubrir planetas a partir de las anomalías en la órbita de otro planeta también puede utilizarse fuera de nuestro Sistema Solar.
El exoplaneta conocido como TrES-2b es uno de los casos excepcionales de exoplanetas conocidos para los que el plano de la órbita se encuentra casi directamente en nuestra línea de visión. Esta circunstancia significa que el planeta parece cruzar el disco de la estrella que orbita. Aunque no podemos resolver ese disco, se muestra como una caída en el brillo característico que puede revelar información adicional sobre el sistema como determinaciones muy precisas de los radios de la estrella y del planeta, y la inclinación del plano orbital del planeta. Esta información adicional permite excelentes determinaciones de los parámetros orbitales a fin de predecir los tránsitos futuros.
Un equipo de astrónomos alemanes observó el sistema TrES-2 en 2006 y en 2008 con el fin de llegar a la comprensión de la órbita del planeta. Sin embargo, cuando se continuó con la observación en el año 2009 se encontraron cambios significativos en la inclinación de la órbita y en su período. Aunque la migración planetaria podría cambiar estos parámetros, no es de esperar que tal evento pueda ocurrir en una escala tan breve de tiempo. Además, una estrella de forma irregular podría explicar el cambio, pero el grado en el que la estrella tendría que ser aplastada en el ecuador sería imposible, dada la tasa de rotación conocida por TrES-2.
En cambio, los autores sugieren que la existencia de un tercer cuerpo planetario proporcionaría una explicación muy natural. Aunque esta explicación no es nada concluyente, sí plantea un escenario fácilmente comprobable. Si el plano de la órbita del sistema se encuentra casi a lo largo de la línea de visión, proporciona la situación más ideal para tratar de detectar planetas usando la velocidad radial de la estrella. Los autores llegan incluso a sugerir una serie de períodos de un planeta potencial para tener los efectos observados: un planeta de una masa similar a la de Júpiter, con períodos de entre 50 a 100 días sería suficiente para causar los cambios observados en la inclinación. Además, también señalan que existen varios sistemas similares de las características que debe poseer el sistema de TrES-2. Por ejemplo, en el sistema de HIP 14810 hay un planeta cercano con un período de 6,6 días y un planeta un poco más ligero, con un período de 147 días.

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Estrellas azules pueden comportarse como vampiros estelares

Las estrellas rezagadas azules son astros que se mantienen en la secuencia principal más tiempo de lo esperado. Incluso parece que rejuvenecen de nuevo pasando a ser una estrella más caliente y más brillante ganando de esta forma años de vida. Los astrónomos pensaban que el mecanismo que utilizaban estas estrellas para vivir más era mediante la absorción del hidrógeno de otras estrellas, y así utilizarlo para calentarse y mantener su nivel de fusión nuclear. Pero ahora, se ha descubierto otra manera de conseguir este elixir de la juventud. Hay otro tipo de estrellas que no sólo roban el hidrógeno de otras sino que lo hacen estrellándose contra sus vecinas para apoderarse de su gas. Para llegar a esta conclusión, un equipo de astrónomos han estudiado los datos aportados por el Hubble de un grupo de estrellas azules rezagadas contenidas en M30, situado a unos 28.000 años luz de la Tierra y que posee un diámetro de 90 años luz.
Las estrellas rezagadas azules se conocían desde 1950 pero los mecanismos de su juventud siempre han resultado misteriosos para los investigadores. Se sabe que las estrellas de M30 comenzaron a formarse hace 13 millones de años, pero algunas de ellas parecían significativamente más jóvenes, por lo que para estudiar este tipo de astros se optó por este cúmulo.
Anteriormente se pensaba que la estrella menos masiva de un sistema binario era la que actuaba como vampiro atrayendo el gas procedente de la estrella compañera más masiva, permitiendo a la estrella pequeña calentarse y mantenerse cada vez más azul. Sin embargo, este último estudio, demuestra que también puede darse el caso contrario. A partir de las colisiones cósmicas, estrellas azules rezagadas, pueden apoderarse del gas de las estrellas más pequeñas y calentarse más. Estos encuentros estelares suelen ser colisiones frontales en los que en realidad, las estrellas se fusionan, generando un nuevo astro más caliente y joven, ya que la mezcla de su combustible nuclear vuelve a avivar el fuego de la fusión nuclear. De hecho, en el cúmulo estudiado, se ha comprobado que las azules rezagadas poseen la misma masa ellas solas que un sistema binario de los existentes en la zona.


Las propiedades de estas estrellas formadas por colisiones difieren de las estrellas que rejuvenecen a partir de "absorver" el gas de la compañera. Por ejemplo, se ha demostrado que se encuentran mucho más concentradas en el centro de la agrupación estelar.
Las regiones centrales de alta densidad de los cúmulos globulares están hacinados de estrellas por lo que las interacciones entre ellas son casi inevitables. Los investigadores conjeturan que hace uno o dos millones de años, M30 se sometió a un colapso del núcleo que comenzó a lanzar a las estrellas hacia el centro de la agrupación, dando lugar a un rápido aumento en la densidad de las estrellas en la zona central de la formación. Este acontecimiento aumentó significativamente el número de colisiones entre las estrellas, y favoreció la formación de una de las familias de las rezagadas azules. Por otro lado, el aumento de la aglomeración estelar, debido al colapso del núcleo también perturba los sistemas individuales, alentando el fenómeno del vampirismo y formando así la familia de rezagadas azules.

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miércoles, 23 de diciembre de 2009

Descubrimiento de niebla en Titán

Titán, la luna más grande de Saturno, parece ser el único lugar del Sistema Solar aparte de nuestra Tierra en poseer copiosas cantidades de líquidos sobre su superficie, en este caso etano y metano. Mike Brown, científico del Instituto de Tecnología de California, Caltech, ha dado a conocer ahora otro descubrimiento en la luna relacionado con la existencia de líquidos: la presencia de niebla.
Esta niebla presenta la primera evidencia directa de una actividad en Titán que relaciona el intercambio de material entre la superficie y la atmósfera de la luna, y por lo tanto, demuestra la existencia de un ciclo hidrogeológico activo, anteriormente sólo observado en nuestro planeta.
En una charla ofrecida el 18 de diciembre de 2009 en la Unión Geofísica Americana celebrada en San Francisco, Brown mostró detalles de las pruebas obtenidas sobre el polo sur de Titán de este fenómeno, donde las charcas de metano dan lugar a capas esporádicas de niebla. Técnicamente, la niebla es una nube o un banco de nubes que tocan el suelo. Brown y sus colegas también describen sus hallazgos en un artículo recientemente publicado en The Astrophysical Journal Letters. Los investigadores hicieron su descubrimiento usando datos del visual y del infrarrojo del espectrómetro cartográfico (VIMS) a bordo de la nave espacial Cassini, que ha estado observando el sistema de Saturno durante los últimos cinco años.
El instrumento VIMS proporciona imágenes "hiperespectrales" que cubren una amplia franja del espectro visible e infrarrojo. Se filtran los datos para separar las características que ocurren a diferentes profundidades en la atmósfera, que van desde 20 a 25 kilómetros por encima de la superficie. Mediante el uso de diferentes filtros, se observan fenómenos causados por la dispersión de la luz fuera de las partículas pequeñas, como las gotas de metano presentes en las nubes. De esta manera, aislaron las nubes a unos 750 metros por encima del suelo. Estas nubes no se extendieron más allá de la troposfera de Titán, donde regularmente se forman estos fenómenos. En otras palabras, Brown había encontrado niebla. Este científico explicó en la conferencia que niebla, nubes, rocío, o la condensación en general, se pueden formar cuando el aire contiene alrededor del 100% de humedad. Hay dos mecanismos para que se den esta circunstancia en nuestro planeta: añadir agua (en el caso de Titán metano) al aire circundante o hacer que el aire frío, que posee menos agua (metano de nuevo para la luna), tienda a condensar. Esta segunda opción es más probable para la formación de niebla en la Tierra. De esta forma, en cuanto sale el Sol y el aire se calienta, la niebla desaparece. Del mismo modo, la niebla puede formarse cuando el aire húmedo pasa por encima de tierra fría, lo que hace que se condense el agua. En una montaña ,la niebla se produce cuando el aire es empujado por su ladera y se enfría, haciendo que el agua se condense.
Sin embargo, ninguno de estos mecanismos terrestres parece provocar la niebla de Titán. La explicación es que la atmósfera húmeda de Titán necesita un tiempo muy largo para enfriarse o calentarse. Si pudiéramos apagar el Sol, la atmósfera de Titán tardaría 100 años en enfriarse. Incluso las partes más frías de la superficie son demasiado cálidas para que la niebla se condense. La niebla producida en las montañas, en un fenómeno similar al terrestre, también está descartada. En Titán, una montaña debería tener al menos 5.000 metros de altura para que el aire se enfriase lo suficiente como para que se pudiera condensar. Pero a causa de su frágil corteza helada, las montañas de esta luna no superan los 1.000 metros de altura.
Entonces, la única forma posible de que se forme niebla en Titán sería añadir humedad al aire. Y la única manera de hacerlo, dice Brown, es mediante la evaporación de líquidos, en este caso, el metano, el hidrocarburo más común en la luna, que existe en estado sólido, líquido y gaseoso. Brown resalta que la evaporación de metano en Titán significa que la luna tiene un ciclo hidrogeológico de metano activo que genera fenómenos como lluvias, arroyos, estanques, erosión y geología fluvial.


La presencia de la niebla también demuestra que la luna debe de estar salpicada de charcas de metano. Esto es así porque el aire a ras de tierra, después de acumular un 100% de humedad se convierte en niebla, y no se levanta en forma de nube inmediatamente. La única forma de que la niebla se quede a ras de tierra es agregar más humedad y enfriar el aire un poco, y la manera de hacerlo es manteniéndo la niebla en contacto con algo frío, como una charca de evaporación de metano líquido.

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Pareja de enanas marrones descubiertas en torno a una estrella


Alex Wolszczan y Evan Pugh han encontrado dos enanas marrones orbitando alrededor de una estrella ordinaria, denominada BD +20 2457, una gigante K2 cercana al final de su vida.
Las enanas marrones son objetos tenues que se encuentran en la línea divisoria entre las estrellas y los planetas. No poseen la suficiente masa para generar energía nuclear y encenderse como una estrella, pero son demasiado grandes para ser un planeta. Los científicos siempre se han preguntado cuál es el origen de estos astros, si nacieron primero como estrellas o si nacieron en el proceso de formación de los planetas. Ahora, al haberse encontrado dos de ellas orbitando una estrella, significaría que deben de haberse formado originalmente a partir de la misma nube estelar que rodeaba a la estrella primogénita cuando era joven. Es decir, al sumar la masas de estas dos estrellas enanas, se puede concluir que proceden de un disco muy masivo.
Para encontrar estas estrellas débiles, los astrónomos utilizaron el espectrógrafo de alta resolución del Telescopio Hobby-Eberly en el oeste de Texas para dividir la luz de BD +20 2457. Esta técnica es similar a la forma en la que un prisma descompone la luz en un arco iris. Buscaron los cambios en el color de ciertas características en el espectro. Al observar con qué rapidez e intensidad se produce el cambio en las líneas espectrales, los astrónomos pueden calcular las masas de los objetos, así como las formas y tamaños de sus órbitas.
Los científicos determinaron que las dos compañeras poseen por lo menos 21 y 13 veces la masa de Júpiter; están separadas de su estrella en torno a 1,5 y 2 veces la distancia entre la Tierra y el Sol; y completan su órbita en 380 y 622 días, respectivamente.
Pero hay cuestiones que aún están por aclarar en este sistema. Hace varios millones de años, cuando BD +20 2457 estaba en la "secuencia principal", en la etapa de la evolución estelar donde la estrella quema su hidrógeno, ésta debía de poseer más de 3 veces la masa del Sol y era mucho más cálida y luminosa. La intensa radiación que generaría este astro habría calentado y evaporado todo lo que se está formando a su alrededor. Luego, para que estas dos enanas marrones se hallan formado, su evolución debió de ser muy rápida para estar plenamente formadas antes de que la estrella primogénita se encendiera y comenzara a irradiar. Se barajan varias teorías para explicar este fenómeno. Una de ellas dice que, tal vez, las enanas fueron capaces de atraer hacía sí mucha materia gracias a la fuerza de gravedad que generaban a su alrededor consiguiendo con ello formarse antes.

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¿Puede la nova recurrente RS Ofiuco convertirse en una supernova?


El escenario clásico para la creación de supernovas de tipo Ia es una estrella enana blanca que acreta masa procedente de una estrella compañera que ha entrado en fase de gigante roja.Ésta llena su lóbulo de Roche por lo que la materia cae sobre la enana blanca, presionando sobre el límite de Chandrasekhar y causando una supernova. Sin embargo, esto supone que la enana blanca ya está cerca de ese límite, pero en muchos casos, está muy por debajo de él. Así, cuando la materia se acumula en su superficie pueden darse pequeñas explosiones en forma de novas, desprendiéndose de parte de esta materia acumulada en forma de energía, en un proceso que puede repetirse, lo que impide que al final se acumule la meteria necesaria para que se genere una supernova.
Un nuevo informe de un grupo de astrónomos europeos analiza cómo afectará este ciclo de acumulación de masa en las enanas blancas que se someten a las novas recurrentes. Un estudio anterior reveló que es posible que una enana blanca acumule un promedio de 10-8 veces la masa del Sol cada año. Sin embargo, a este ritmo, el nuevo estudio sugiere que la mayoría de la masa se perdería en las novas resultantes. Si éste fuera el caso, entonces la acumulación de la masa necesaria para explotar como una supernova de tipo Ia estaría fuera del alcance de la mayoría de las enanas blancas, ya que, si se toma mucho tiempo en tratar de acumular la materia suficiente para que se produzca este evento, la gigante roja acabaría por deshacerse antes de todo su material y a la enana no le quedaría nada que acretar.
Para esta investigación se ha simulado el caso de RS Ofiuco (RS Oph) en 3D. La simulación no sólo tiene que tener en cuenta la pérdida de masa de la gigante roja, sino que incluye también la evolución de las órbitas (que también influyen en las tasas de acumulación de masa). Como era de esperar, el equipo encontró que a tasas más lentas de pérdida de masa de la gigante, la enana era capaz de acumular más materia.
Lo que no fue inmediatamente obvio es que a medida que la estrella gigante roja se desprende de sus capas se genera una pérdida de momento angular. A su vez, esto provocaba que la tasa de acumulación de materia en la enana aumentara. En general se determinó que la tasa de acumulación actual de RS Oph era mayor a 10-8 masas solares por año. Puesto que la masa RS Oph está cerca del límite Chandrasekhar de 1,4 masas solares ,es un buen candidato para generar una SN Ia.

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Misiones futuras a Marte

El nuevo programa conjunto de exploración de Marte de la NASA y de la ESA está impulsando rápidamente la construcción de una nueva y ambiciosa generación de satélites y sondas que serán enviadas al planeta rojo a partir del 2016.
La europea ExoMars Trace Gas Misión Orbiter (TGM) ha sido seleccionada como la primera nave espacial de la iniciativa conjunta, planeándose su lanzamiento para enero de 2016 a bordo de un cohete Atlas 5 de la NASA, en un viaje de 9 meses hacia Marte. El objetivo es el estudio de las trazas de gases en la atmósfera marciana, en particular, las fuentes y la concentración de metano que tienen consecuencias biológicas importantes. El orbitador probablemente estará acompañado por un pequeño módulo de aterrizaje proporcionado por la ESA.
El Programa de Marte de la NASA está cambiando su estrategia gracias a estos proyectos conjuntos y a los recientes descubrimientos aportados por los actuales satélites y exploradores de la superficie marciana, Spirit, Opportunity y Phoenix .
La ESA ha tenido que retrasar varias veces su programa ExoMars debido a la complejidad cada vez mayor de las misiones , a los presupuestos insuficientes y a los problemas técnicos detectados. El vehículo ExoMars estaba originalmente programado para ser lanzado en 2009 y ahora está preparado para 2018.



La nave tendrá una masa de unos 1100 kg y llevará una carga útil de alrededor de 115 kg, el mínimo que se considera necesario para lograr sus objetivos. Los instrumentos deben ser muy sensibles con el fin de ser capaces de detectar la identidad y la concentración extremadamente baja de los gases atmosféricos, así como la caracterización de la variación espacial y temporal del metano y otras especies importantes. También se espera descubrir la localización de la fuente de origen de las trazas de los gases y determinar si son causados por procesos biológicos o geológicos. Modelos fotoquímicos actuales no pueden explicar la presencia de metano en la atmósfera marciana ni su rápida aparición y destrucción en el espacio. Otro objetivo clave de la nave, será el de establecer una función de reenvío de datos para todas las misiones de superficie hasta 2022. Este plazo podría coincidir con las misiones Mars Sample Return, un objetivo ansiado por muchos científicos.
Si el presupuesto lo permite, la ESA tiene previsto un módulo de aterrizaje a cuestas pequeño compañero (EDM), que pondría a prueba tecnologías críticas para las misiones futuras. El módulo de aterrizaje probablemente sea diseñado para que funcione como una estación meteorológica, dependiendo de la capacidad de las baterías.

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martes, 22 de diciembre de 2009

El misterio de las estrellas negras

Algunos científicos sostienen la teoría de que las primeras estrellas pudieron iluminarse gracias a la materia oscura. Pero las pruebas que verifican este hecho siempre han eludido a las investigaciones cosmológicas.
Estas estrella negras, comenzarían a existir hace 13 millones de años, y tal vez, podrían seguir existiendo en la actuaidad.
A pesar de que no arrojan ninguna luz visible, los astrónomos pueden detectar estos gigantes invisibles (de 400 a 200.000 veces mayores que nuestro Sol y de 500 a 1.000 veces más grandes) porque deben arrojar, según algunas teorías, rayos gamma, neutrinos y antimateria, y por estar vinculadas con las nubes de gas de hidrógeno molecular que normalmente no albergan tales partículas energéticas.
Si los científicos encuentran estas estrellas, podrían ayudar a la búsqueda para descubrir e identificar la materia oscura. También podrían ayudar a resolver el misterio de por qué los agujeros negros se formaron mucho más rápidamente de lo esperado según los datos que manejan actualmente los científicos.
Los investigadores piensan que la materia invisible, compone aproximadamente el 95 por ciento de toda la materia en el Universo. Se conoce con seguridad su existencia porque las galaxias giran más rápidamente de lo que puede explicarse mediante la materia visible dentro de ellas.
Entre los principales candidatos para describir la materia oscura se encuentran los WIMPs, o partículas masivas de interacción débil. Un tipo de WIMPs que los científicos teorizan que existe, se llama neutralino. Estas partículas se aniquilan entre sí, generando calor, y también produciendo los quarks y sus homólogos de antimateria, antiquarks, que podrían chocar y emitir rayos gamma.
Los investigadores calcularon que en el recién nacido Universo, alrededor de 80-100 millones de años después del Big Bang, las protoestrellas formadas a partir de las nubes de hidrógeno y helio trataron de enfriarse y reducirse, aniquilando neutralinos. De esta forma, se habrían mantenido calientes y de gran tamaño. El resultado podría ser estrellas oscuras, alimentadas por materia oscura en vez de con energía nuclear como en las estrellas normales.
"Es un tipo completamente nuevo de estrella con una nueva fuente de energía", dijo la investigadora Katherine Freese,de la Universidad de Michigan.
Aunque se calcula que las estrellas oscuras se componen de menos del 1 por ciento de materia oscura existente, es muy importante descubrirlas ya que convierten toda su masa en energía con una eficacia del 100%,en virtud de la ecuación de Einstein, E = mc2. Estrellas normales que dependen de la energía nuclear, convierten sólo una pequeña fracción de su masa en energía, un 1 ó un 2 por ciento.
Las estrellas oscuras podrían ser detectadas con el telescopio espacial James Webb, actualmente programado para su lanzamiento en 2014. Puede ser que estas estrellas finalmente se agrupen, y que el telescopio pueda visualizarlas de esta manera.
Si los científicos descubren estrellas oscuras entonces sabremos que la materia oscura está compuesta de partículas elementales, lo que sería un gran avance para todo tipo de estudios cosmológicos.
Las estrellas oscuras nos podrían explicar la rápida formación de los agujeros negros en un Universo temprano. Los astrónomos han encontrado agujeros negros que existían hace sólo unos pocos cientos de millones de años después del Big Bang, sin embargo, las teorías actuales sugieren que deberían haber tenido más tiempo para formarse. Las estrellas oscuras podrían haber colapsado en agujeros negros muy pronto, porque podrían tener una vida muy corta y, por ello, podrían haber generado agujeros cuando el Universo era joven. Además, también podrían resolver un rompecabezas visto en el halo galáctico. Hay una abundancia de elementos en las estrellas del halo muy antiguos que es difícil de explicar. Las estrellas negras podrían tener la clave para aclarar este misterio.
Pero en la actualidad, es poco probable que se estén formando estrellas oscuras. El Universo temprano era más denso que ahora incluyendo a la materia oscura. Ahora el Universo se ha expandido y es menos denso por lo que la formación de este tipo de estrellas es menos probable. También existe la incertidumbre de cuánto tiempo pueden vivir estas estrellas. Algunas se podrían haber consumido muy pronto y otras, tal vez, hayan sobrevivido hasta nuestros días.

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sábado, 19 de diciembre de 2009

Una galaxia con anillo


NGC 660 es una galaxia atípica que se encuentra situada a 20 millones de años luz de distancia en la constelación de Piscis. Su característica principal es que presenta un anillo polar, una extraña configuración de estrellas, gas y polvo, que orbita en una formación en similar a un anillo casi perpendicular al plano del disco galáctico.
Se cree que el origen de este anillo polar es una colisión de dos galaxias en un pasado, que aunque no se fusionaron, las fuerzas de marea que se produjeron entre ambas, generaron una serie de escombros que rodean al disco de la galaxia anfitriona. Un análisis detallado de las imágenes de esta galaxia revelan la existencia de tres estructuras cláramente diferenciables: el disco central de la galaxia que presenta una gran gradiente de velocidad, el gas del disco externo que aparece deformado, y los anillos exteriores.
Pero, la explicación de la colisión de galaxias no aclara muchas otras cuestiones. La influencia gravitatoria entre el anillo externo y la galaxia anfitriona sufre la influencia gravitatoria de un halo de materia que no se ha podido percibir. Esta materia oscura también se manifiesta por la tasa de formación de estrella que se produce en el anillo. Luego, este tipo de galaxias son unos buenos laboratorios para estudiar la influencia gravitacional que tiene la materia oscura sobre las galaxias.

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Los remanentes de las supernovas nos pueden dar pistas sobre la estrella que los originó


Una nueva investigación revela que el estudio de los remanentes de las supernovas podría proporcionar a los astrónomos mecanismos para clasificar el tipo de explosión que sufrió la estrella original.
Este nuevo estudio utiliza como base las imágenes proporcionadas por el Chandra de la NASA, un observatorio espacial de rayos X, que permite obtener las imágenes de los remanentes de estas estrellas tras ser despedidos a causa de una explosión en forma de supernova a final de la vida del astro. Analizando la forma de estos remanentes, los científicos han conseguido establecer el mecanismo de explosión de la estrella que los creó.
Hasta ahora, la clasificación de los diferentes tipos de supernovas se basaba en las propiedades observadas los días siguientes a la explosión, estableciéndose así los mecanismos generadores de este evento. Esta manera de hacerlo limitaba la clasificación de las supernovas que no habían sido vistas justamente en el momento del cataclismo. Ahora, gracias a este nuevo estudio, los astrónomos han conseguido relacionar las imágenes de rayos X de los restos expulsados para determinar el camino que siguió la estrella antes de explotar. Este equipo de científicos estudió 17 remanentes de supernovas pertenecientes a la Vía Láctea y a la Nube de Magallanes, y encontraron que el mecanismo de explosión también podía verse reflejado en los elementos observados tras el análisis de las imágenes. Por ejemplo, las supernovas de tipo Ia, provenientes de la explosión termonuclear de una enanan blanca tienen una simetría circular característica, mientras que el colapso de un núcleo estelar de una estrella joven de gran masa que se derumba sobre sí, genera una supernova cuyos escombros son muy asimétricos.
Es decir, si podemos vincular los remanentes de las supernovas con el tipo de explosión que los ha generado, entonces podemos utilizar esa información en los modelos teóricos que nos ayuden a definir los detalles de cómo se produjeron las supernovas.
Aún así, aún se debe avanzar en este estudio, porque de los 17 casos estudiados, uno planteó serias dudas a la hora de clasificarlo: SNR 0548-70.4 se considera un tipo Ia en función de su abundancia química, pero tiene la asimetría de un remanente de un núcleo de colapso. Los astrónomos creen que seguramente sea una supernova de tipo Ia que nos muestre esta simetría debido a un efecto de perspectiva.

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viernes, 18 de diciembre de 2009

El choque de auroras genera explosiones

Los científicos han descubierto recientemente que las cortinas de las auroras boreales producen espectaculares ráfagas de luz que no se habían contemplado antes debido a la limitación del campo de un observador situado en la Tierra. Estas enormes colisiones han sido captadas por una red de 20 cámaras, colocadas por la NASA y por la Agencia Espacial Canadiense y que fueron desplegadas en todo el Ártico. Este descubrimiento se ha llevado a cabo en la Universidad de Berkeley en California, la Universidad de Calgary, y la Universidad de Alaska con el apoyo de la misión THEMIS consistente en cinco sondas encargadas del estudio de las subtormentas observadas en las auroras.
El avance se produjo a principios de este año, cuando el investigador de la UCLA, Toshi Nishimura, reunió las películas de las cámaras individuales. La primera película mostró la colisión de dos auroras.
Las explosiones de la luz, son un signo de que ocurre algo dramático en el espacio alrededor de la Tierra, específicamente, en la cola de plasma de nuestro planeta que está compuesta de partículas cargadas capturadas principalmente del viento solar.
El mismo campo magnético que mantiene la cola junto a la Tierra también conecta a las regiones polares de nuestro planeta. Debido a esta conexión, ver la danza de las Luces del norte puede revelar mucho sobre lo que está pasando en la cola de plasma.
Lyon y Nishimura han identificado una secuencia común de eventos. Comienza con una aurora en forma de extensa cortina de movimiento y un pequeño nudo de auroras de rápido movimiento, inicialmente muy distantes. La cortina se bloquea en su lugar, casi inmóvil. Entonces el nudo de auroras avanza rápidamente desde el norte y choca contra la cortina , lo que provoca una erupción de luz.


¿Cómo se conectan esta secuencia de acontecimientos en la cola de plasma? Lyon cree que el nudo de rápido movimiento se asocia con una corriente de chorro de plasma relativamente ligero a través de la cola. La corriente se inicia en las regiones exteriores de la cola de plasma y se mueve rápidamente hacia el interior, hacia la Tierra. El nudo se mueve rápidamente entre las auroras en sintonía con esta corriente.
Cuando el flujo ligero alcanza el límite interior de la cola de plasma, hay un estallido de ondas de impacto . Este choque de plasma se refleja en la colisión de las auroras en los polos.

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Observado un reflejo especular sobre Titán


La misión Cassini, ha anunciado la primera observación de un reflejo especular fuera de un lago de Titán. Una reflexión especular es un flash, que se produce cuando las aguas actúan como un espejo. Este fenómeno es difícil de detectar en la naturaleza, excepto en los casos de una superficie líquida (o una superficie de hielo y ciertos tipos de flujos de lava).
El 8 de julio de 2009, Cassini finalmente vio el destello revelador de la luz solar reflejada especularmente en las aguas de un lago en el norte de Titán. Esta imagen tomada con el instrumento VIMS emplea la luz infrarroja en una longitud de onda de 5 micras, y se ha coloreado para que coincida con las imágenes de luz visible de Titán y así dejar la composición final de la imagen más clara.
Los científicos han estado buscando reflejos especulares fuera de Titán desde que se conoce la existencia de hidrocarburos líquidos que cubren parte o la totalidad de la superficie de la luna, en 1983. Un trabajo posterior llevado a cabo por Caitlin Griffith encontró evidencias de hielo de agua en la superficie de Titán, lo que sugirió que la existencia un océano global de metano no era probable.
En 2003, utilizando el radiotelescopio de Arecibo, un equipo dirigido por Donald Campbell, informó de un "componente especular pequeño" en las reflexiones de las señales de radio fuera de Titán, y sugirió que podrían existir lagos diseminados por la superficie de la luna.
Cassini llegó finalmente al sistema de Saturno en junio de 2004, portando unos instrumentos diseñados, en parte, para el estudio de Titán. Por ejemplo el espectrómetro VIMS ha cartografiado la luna en determinadas longitudes de onda. Estas imágenes mostraron un terreno brillante y oscuro mezclado que se asemejaban a continentes y océanos (fotografía de la izquierda). En la época en la que se estaban tomando estas fotografías, los astrónomos planetarios Bob West y su equipo, utilizaron la tecnología de la óptica adaptativa para intentar ver los reflejos sin éxito.
Mientras tanto, el instrumento de radar de la Cassini exploró la superficie de Titán, sobre todo las latitudes ecuatoriales. Sus resultados iniciales pusieron de manifiesto que algunos puntos oscuros podrían tener algo que ver con los líquidos, pero más evidentes eran los fallas que se observaron sobre la superficie.


El aterrizaje de la Huygens en enero de 2005 mostró muchas evidencias de actividad fluvial pasada, pero la zona oscura en la que la sonda aterrizó parecía tan seca como un desierto.
Esta gráfica muestra el aumento de nitrógeno y metano durante el descenso de la sonda y el rápido e importante aumento en el metano en la superficie. Estos datos fueron tomados por el instrumento GCMS del Huygens.




Entonces, el 6 de junio de 2005 se capturó cerca del Polo Sur de Titán la imagen de lo que parecía un lago, ahora llamado Ontario Lacus. La fotografía fue tomada por la ISS.Por último, en julio de 2006, la imágenes tomadas por Cassini ya evidenciaban cláramente la existencia de lagos sobre la superficie de la luna. Y no sólo se observaron lagos, sino también ríos y otras estructuras hidrogeológicas. Estos lagos se encontraron cerca de los polos porque las condiciones climáticas hacen que el resto de Titán sea demasiado árido.

Lagos cerca del polo norte de Titán


Una vez descubiertos lo lagos, las investigaciones apuntaron al estudio de su composición y sus propiedades. Así, el año pasado el equipo del VIMS estudiando los espectros del Ontario Lacus identificaron la presencia de etano. Otros estudios comprobaron como variaban los lagos a lo largo de las estaciones de Titán.


Al final, realmente no fue necesaria la observación de la reflexión especular para estar seguros de la existencia de lagos cerca del polo norte de Titán. Hace unos años, esta prueba hubiera resultado definitiva para afirmar la existencia de lagos en esta luna. Ahora sabemos que la razón de que nadie consiguiera observarlos era porque los lagos sólo se encuentran, en su mayoría, cerca del polo norte. Para ver una reflexión especular de una superficie plana cerca del polo norte de un mundo, primero tiene que haber luz que brille sobre él. Y es invierno en el polo norte de Titán desde que Cassini llegó a la luna. Sólo recientemente la luz del Sol ha podido iluminar en la zona de los lagos de Titán. Y una vez que se de esta circunstancia, la sonda debe de estar en el lugar adecuado para observar este fenómeno.
En el caso de los polos de Titán sólo hay unas pocas situaciones donde el Sol, el lago y Cassini se alinean justamente para percibir el fenómeno. Esta combinación pudo darse finalmente en julio después de que los científicos llevaran muchos años tras la observación de este fenómeno.

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