domingo, 31 de enero de 2010

Los astrónomos descubren estrellas frías

Un equipo internacional, liderado por astrónomos de la Universidad de Hertfordshire han descubierto lo que puede ser el astro más frío, es decir, el cuerpo sub-estelar más gélido que se ha encontrado fuera de nuestro Sistema Solar.
Usando el Telescopio de Infrarrojos del Reino Unido (UKIRT) en Hawai, se ha descubierto lo que astronómicamente se conoce como una enana marrón.
El objeto es conocido como SDSS1416 13 B y está orbitando alrededor de una enana marrón un poco más brillante y más caliente, SDSS1416 13 A. El miembro más brillante de la pareja fue detectado en luz visible por el Sloan Digital Sky Survey. Por el contrario, SDSS1416 13 B sólo se ve en la luz infrarroja. La pareja se encuentra a una distancia de entre 15 y 50 años luz del Sistema Solar, es decir, a una distancia astronómica muy corta. El Dr. Philip Lucas, de la Universidad de Hertfordshire, indica que este astro cuenta con una temperatura no muy superior a los 200 grados centígrados.


SDSS1416 13 B fue descubierto por el Dr. Ben Burningham, de la Universidad de Hertfordshire, como parte de una investigación dedicada a las enanas marrones frías mediante el uso del infrarrojo UKIRT Deep Sky Survey (UKIDSS). El objeto parecía mucho más azul en las longitudes de onda más cercanas al infrarrojo que cualquier enana marrón vista antes. Un espectro de infrarrojos cercano tomado con el telescopio japonés Subaru en Hawai,demostró que es un tipo de enana marrón llamada enana T, astros que son llamados así porque tienen una gran cantidad de metano en su atmósfera, pero con la peculiar característica de que presentan una gran brecha en ciertas longitudes de onda.
El Dr. Burningham pronto se dio cuenta de que una estrella más brillante observada previamente, SDSS1416 13 A, que aparecía cerca de la imagen del UKIDSS, también era una enana marrón. Los miembros del equipo del Dr. Sandy Leggett, del Observatorio Gemini, utilizando datos proporcionados por el telescopio espacial Spitzer sobre SDSS1416 13 B, midieron el color en el infrarrojo medio, puesto que es el indicador más fiable de la temperatura, y se encontraron que es más roja que las enanas marrones habituales. La comparación con los modelos teóricos de las atmósferas de las enanas marrones, proporcionan una estimación de la temperatura de unos 500 grados Kelvin (227 grados Celsius). Además todo parece indicar que esta pareja de enanas marrones son muy pobres en elementos pesados, lo que indicaría que son muy viejas.
Demasiado pequeñas para ser estrellas, las enanas marrones son astros con masas inferiores a las estrellas, pero más grandes que los planetas gaseosos gigantes como Júpiter. Debido a su baja temperatura, estos objetos son muy débiles en la luz visible, y se detectan por su brillo en longitudes de onda infrarrojas.

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Opportunity analiza el cráter Concepción

El 24 de enero de 2004, el róver Opportunity aterrizó en Marte sobre un área llamada Meridiani Planum.El Meridiani Planum interesa a los científicos porque contiene una antigua capa de hematita, un óxido de hierro que, en la Tierra, casi siempre se forma en entornos que contienen agua líquida.El Meridiani Planum es único en Marte debido a que, de acuerdo con los datos reunidos por la nave Global Surveyor, existe gran cantidad de hematita al descubierto.
Desde que abandonó la zona denominada Marquette, Opportunity has estado viajando rápidamente hacia el sur en dirección al cráter Endeavour. Pero de camino, este pequeño róver, se ha detenido para analizar el cráter Concepción. En la siguiente fotografía podemos ver este cráter situado a lo lejos.


Y en esta otra imagen, podemos apreciar más detalles del cráter Concepción. Su edad se estima en unos 1.000 años de antigüedad. Esta fotografía fue obtenida el pasado 28 de enero, mientras que la anterior se obtuvo dos días antes. En la segunda imagen se puede ver que Opportunity se ha aproximado lo suficiente como para tomar datos del interior del cráter.


Se sabe que el cráter es relativamente reciente porque el material eyectado, es decir, las rocas que fueron expulsadas del cráter debido a la fuerza del impacto,se encuentran en su mayoría en la parte superior de la tierra circundante y muy próximas entre sí. No hay pruebas de que se hayan manifestado ningún tipo de ondas de arena generadas por el impacto, luego, el cráter se formó después de que las dunas de Meridiani se consolidaran en la zona. Sin embargo, al no estar su centro cubierto de polvo, se estima una edad de 1.000 años de antigüedad.
Pero, ¿cómo calcularon los científicos la edad de Concepción teniendo en cuenta que Opportunity carece entre sus instrumentos de tecnología radiométrica para dataciones?
Matt Golombek explicó para la Sociedad Planetaria el método utilizado para la datación, proceso que se publicará en la Conferencia sobre Ciencia Planetaria y cuyo informe original podéis consultar en este enlace.Se utilizaron tres métodos distintos para estimar esta edad. Primero, se sabe que las dunas de Meridiani se trasladaron hace aproximadamente 100.000 años. Las rocas eyectadas del cráter se superponen a estas ondas sin evidencia de que hayan sido alteradas por éstas, luego, su edad es inferior a 100.000 años. De hecho, este fenómeno se puede apreciar perfectamente en la siguiente fotografía tomada por el HIRISE. En la parte superior de la imagen se puede ver como las dunas han cubierto el cráter más grande, es decir, este cráter se formo antes de que estas dunas se generaran en la zona. En cambio, Concepción no esta cubierto por ninguna de estas dunas.


Tanto el cráter Concepcion, como otros similares existentes en la zona, no se han cubierto por estas dunas. Pero además, Concepción presenta unas rayas oscuras superpuestas a las dunas que indican su juventud. Todos estos datos,estiman que este cráter tiene una edad de unos 1.000 años. Pero esta edad no es exactamente una edad definida ya que está basada en conjeturas.


Nuestras estimaciones de la edad exacta de las cosas pueden cambiar con el tiempo a medida que mejoran los datos, pero los cambios no (en general) afectan a nuestra comprensión del momento relativo de los acontecimientos que forman la superficie de Marte.

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Nuevas fuentes de formación estelar en Andrómeda

Se han detectado nuevas fuentes de formación estelar en el halo de la galaxia de Andrómeda,cuyo origen parece remontarse a colisiones galácticas acaecidas en el pasado.
Las estrellas repartidas por el halo de las galaxias grandes, como nuestra Vía Láctea y Andrómeda, suelen ser viejas y compuestas principalemente por hidrógeno y helio. Suelen moverse a través del halo a grandes velocidades y sus características suelen estudiarse para establecer la dinámica y la evolución química de las galaxias que las albergan. De hecho, tras analizar algunas corrientes estelares en los halos de las galaxias, se ha descubierto que su origen procede de la fusión de galaxias o de la interacción entre dos de ellas.
En la siguiente ilustración se puede ver una estructura galáctica. El halo posee un diámetro de más de 500.000 años luz y contiene estrellas de avanzada edad y numerosos cúmulos globulares.


Utilizando el espectroscopio Deimos (Deep Keck II extragalácticas Imaging Multi-Object Spectrograph) se han estudiado las fronteras de la galaxia de Andrómeda y se han descubierto dos corrientes de estrellas en el halo. Después analizaron su distribución espacial y su velocidad. Los resultados mostraron una corriente de estrellas gigantes rojas con un movimiento y unas velocidades comunes en las distintas bandas del espectro. Estas dos bandas se encuentran al norte de la galaxia, situadas a 200.000 y 300.000 años luz de distancia del centro galáctico, respectivamente. En este estudio también se volvieron a analizar otras corrientes observadas previamente en Andrómeda. El siguiente mapa en falsos colores muestra la densidad de estrellas gigantes rojas incluyendo los dos flujos, E y F, y uno anteriormente descubierto en el suroeste de nuestra galaxia vecina. Este mapa ha sido elaborado por el Subaru y se extiende hasta una distancia proyectada de 300.000 años luz del centro de Andrómeda.


Estas corrientes son el resultado de las fusiones de galaxias enanas relacionados con la formación del halo estelar, y un mayor estudio de las propiedades químicas de estas estrellas proporcionará información más detallada sobre su historia y evolución. Los estudios observacionales proporcionarán información muy útil sobre la formación de galaxias, incluyendo cuántas y cómo de masivas son las galaxias enanas y cuál es su papel en la formación estelar y en la evolución química de las galaxias.
Dado que Andrómeda y nuestra Vía Láctea son galaxias muy similares, la comprensión de la historia evolutiva de nuestra vecina permitirá a los astrónomos obtener más información sobre los procesos que definen la formación de nuestra propia galaxia.

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sábado, 30 de enero de 2010

Espectaculares imágenes de Prometeo



Unas fotografías tomadas por la Cassini el pasado 27 de enero, muestran a Prometeo, un satélite de Saturno que posee una superficie irregular. Prometeo orbita alrededor de Saturno a una distancia de 139.353 kilómetros y tiene un diámetro en su punto más ancho de 86 kilómetros.
Este cuerpo poroso fue descubierto por la Voyager 1 en 1980. En esta ocasión, la Cassini lo fotografió en luz visible a una distancia de 36.000 kilómetros.

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3ª edición del Carnaval de la Física


Se ha celebrado la 3ª edición del Carnaval de la Física en el blog Leonardo da Vinci. Si queréis leer los artículos presentados, consultar el enlace.
El Carnaval de la Física es una iniciativa promovida por Gravedad Cero para celebrar el Año Internacional de la Astronomía.

¿Supernova o GRB?

Por primera vez se han descubierto dos explosiones de supernovas con propiedades similares a un estallido de rayos gamma, pero sin la existencia de estos rayos, lo que hace sospechar que son los recién nacidos agujeros negros los que están proporcionando estas emisiones extra.
El Swift de la NASA observó la supernova SN 2009bb en la galaxia espiral NGC 3278. La explosión se manifestaba en la luz visible, pero no en la luz ultravioleta, ni en rayos X, y los satélites no registraron ningún estallido de rayos gamma. Sin embargo, se detectó un chorro de partículas que alcanzaban el 85% de la velocidad de la luz. Estos chorros sólo se asociaban a los rayos gamma que emanaban como resultado del dramático final de una estrella supermasiva.
Alicia Soderberg, del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, y su equipo, estudiaron la explosión de supernova SN 2009bb, que fue descubierta en marzo del año pasado en la galaxia espiral NGC 3278, situada a unos 130 millones de años luz de distancia.


Otra supernova similar, SN 2007gr, fue descubierta en agosto de 2007, situada a 35 millones de años luz de distancia en la galaxia NGC 1058, y fue estudiada por Chryssa Kouveliotou, Alexander van der Horst y Zsolt Paragi. Sus emisiones más rápidas alcanzaron el 60% de la velocidad de la luz.
La ausencia de rayos gamma en estas explosiones es todavía un misterio. Se baraja la posibilidad de que estos rayos gamma hayan sido "ahogados" cuando trataban de escapar de la estrella debido al colapso gravitatorio de ésta. Pero los científicos aún desconocen el mecanismo que pueda producir este efecto.

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viernes, 29 de enero de 2010

Fotografiado un agujero negro en NGC 300


Se ha observado en la galaxia NGC 300 un agujero negro de masa estelar a una distancia hasta ahora inalcanzada, a 6 millones de años luz. Esta es la primera vez que se ha conseguido visualizar un agujero negro fuera de nuestro vecindario galáctico.Paul Crowther, de la Universidad de Sheffield y su equipo, utilizaron el telescopio del VLT para encontrar este agujero negro de unas 15 masas solares, es decir, el segundo con más masa estelar observado directamente.
Este agujero negro parece que está acompañado por una estrella masiva de tipo Wolf-Rayet que probablemente, a su vez, se convierta en otro agujero negro. Los científicos estiman que una vez que se de este proceso, los dos agujeros negros podrían llegar a fusionarse entre sí para formar uno solo mucho más masivo.
Esta imagen obtenida con el instrumento en el VLT FORS2 se centra en la posición del agujero negro. La imagen cubre un campo de visión de aproximadamente 2x2 minutos de arco, o alrededor de 4000 años-luz, a la distancia a la que se encuentra NGC 300.



"En 2007, una fuente de rayos X fue detectada en NGC 300 con el XMM-Newton, en observaciones de rayos X y con el Observatorio Swift. Registramos emisiones periódicas e intensas de rayos X, lo que indicaba que un agujero negro acechaba en la zona.", dijo Stefania Carpano, miembro del equipo de la ESA.
Observaciones posteriores con el instrumento FORS2 del VLT confirmaron las suposiciones y también calcularon que el agujero negro y la estrella Wolf-Rayet orbitaban entre sí cada 32 horas, a medida que el agujero negro absorbe material de la estrella.
Los astrónomos aún no saben por qué existe un vínculo gravitacional tan fuerte entre estos dos objetos.
Los agujeros de masa estelar son el último vestigio del colapso de estrellas muy masivas. Estos agujeros negros pueden tener masas de hasta veinte veces la masa del Sol, frente a los agujeros negros supermasivos que se encuentra en el centro de la mayoría de las galaxias, que pueden pesar alrededor de entre un millón a miles de millones de veces la masa solar. Hasta la fecha, se han localizado 20 agujeros negros de masa estelar.
Los astrónomos también han encontrado una relación entre los agujeros negros y sus galaxias. Los agujeros negros más masivos tienden a encontrarse en las pequeñas galaxias que contienen elementos químicos menos pesados. Las galaxias más grandes que son más ricas en elementos más pesados, tales como la Vía Láctea, sólo son capaces de producir agujeros negros de masas más pequeñas. Los científicos creen que este hecho se debe a que la presencia de elementos químicos pesados influyen en la evolución de una estrella masiva, y consecuentemente, en los agujeros negros que se produzcan a la muerte de ésta.
Se estima que en menos de un millón de años,la estrella Wolf-Rayet explotará en supernova y se convertirá en un agujero negro. Si el sistema sobrevive a esta explosión, los dos agujeros negros se fusionarán y emitirán grandes cantidades de energía en forma de ondas de gravedad.
Desgraciadamente, detectores como LISA y LIGO no podrán estudiar este sistema,pero sí otros similares, emisores de este tipo de radiación.

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Extraña formación estelar fuera de las galaxias


Nuevas imágenes tomadas por el Chandra parecen mostrar una serie de estrellas que se están formando fuera de su galaxia madre. La formación estelar ocurre principalmente en los discos de las galaxias por lo que estas fotografías están desconcertando a los científicos.
La imagen muestra dos colas largas de gas que se extienden con una longitud de 200.000 años luz mas allá de cualquier galaxia. Estas formaciones se encuentran en el Hemisferio Sur, en dirección a la constelación del Triángulo Austral, en el gigantesco racimo de galaxias denominado Abell 3627.
Megan Michgan, de la Universidad del Estado, argumenta que estos gases en forma de cola son lugares comunes de formación estelar, pero que siempre se habían encontrado dentro de las galaxias, no fuera de ellas.
Se barajan varias teorías para tratar de explicar esta formación. La primera tiene que ver con la existencia de campos magnéticos en la zona y la segunda hipótesis trata de explicarlo a partir de la existencia de fuentes de diversa naturaleza.
Esta cola de gas fue descubierta por los astrónomos hace tres años, utilizando una multitud de telescopios, incluyendo el Chandra X-ray Observatory de la NASA y el telescopio de Investigación Astrofísica del Sur de Chile. Las nuevas observaciones muestran una segunda cola y una galaxia compañera, ESO 137-002, que también tiene una cola de rayos X de gas caliente.
El motivo por el que estas estrellas calientes llegaron a este lugar sigue siendo un misterio. Estas "estrellas huérfanas" han abierto la puerta a una investigación interesante, ya que hasta ahora se pensaba que la formación estelar sólo se daba en el interior de las galaxias.

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El Proba-2 captura imagánes y datos del eclipse anular del pasado 15 de enero

Un instrumento del SWAP, el Proba-2 ha sido capaz de observar el eclipse anular del pasado 15 de enero. Este fenómeno presentó una oportunidad única para probar el equipo de este pequeño satélite que tiene unas dimensiones de tan sólo 0,6 x 0,6 x 0,8 metros. En su conjunto posee varios instrumentos: un ordenador, paneles solares, propulsores y una batería.
Aparte de las imagánes, el radiómetro de a bordo también fue capaz de tomar medidas durante el eclipse. Este instrumento es el primero en el espacio en ser utilizado con detectores de diamantes. Los datos recogidos pronto serán analizados por los científicos pero se han adelantado a anunciar que las fulguraciones solares han podido ser analizadas con una resolución sin precedentes.




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jueves, 28 de enero de 2010

Oposición de Marte


Durante una semana Marte y la Tierra estarán separados por una distancia de 99 millones de kilómetros.
Al anochecer podemos percibir como hacia el Este emerge lo que parece una estrella anaranjada muy brillante. Pero si nos fijamos en su brillo vemos que posee una característica peculiar. ¡No parpadea como lo hacen el resto de las estrellas! Esta peculiaridad nos permite distinguir a los planetas de las estrellas y reconocerlos en el cielo.
Esta oposición marciana presenta dos fechas interesantes para la observación. La primera será el 27 de enero, en la que el Planeta Rojo se hallará a una distancia de tan sólo 99 millones de kilómetros y se verá más grande con el ocular de un telescopio que en ninguna otra ocasión entre 2008 y 2014. El disco planetario presentará un diámetro de 14 segundos, lo que lo hace más que óptimo para la observación amateur. Además está a punto de llegar el verano al polo norte marciano, por lo que durante estas fechas se podrán percibir las variaciones que sufre su casquete polar.
Otra fecha a tener en cuenta tendrá lugar el viernes 29 de enero, cuando la Luna llena y Marte coincidan en la misma región del cielo en una conjunción brillante. Este día será cuando Marte alcance su oposición con respecto al Sol, es decir, se hallará en una posición directamente opuesta a nuestra estrella. Para observar esta conjunción no hace falta ningún instrumento óptico. Marte va a alcanzar una magnitud visual de -1,3, y será casi tan brillante como Sirio (de magnitud -1,44), la estrella más brillante del firmamento.
La Tierra y Marte tienen encuentros cercanos aproximadamente cada 26 meses. Aunque este no es de lo más cercanos, es una oportunidad más para contemplar la superficie marciana.





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Pocas esperanzas para Spirit

Las esperanzas de rescatar al Spirit se han reducido considerablemente. Doug McCuistion, director de la NASA del Programa Mars Explorer ha tirado casi la toalla. Pero con esta derrota no termina la misión del Spirit. En su estado actual aún se puede conseguir valiosa información del planeta rojo. Por ello, los científicos buscan que el vehículo esté inclinado para recoger tanta luz solar como sea posible a fin de que el róver sobreviva al invierno marciano. Y para ello quedan pocos días. Se estima que el Spirit tomará sus últimos datos e imágenes entre marzo y abril antes de entrar en la hibernación invernal.
Spirit lleva 10 meses atrapado en una trampa de arena. Desde entonces no se han escatimado esfuerzos para rescatarlo. Durante este tiempo, además, se han añadido otros contratiempos como la pérdida de la movilidad de una de las ruedas del róver.
La siguiente fotografía fue obtenida por el Spirit desde su cárcel de arena.


Si Spirit consigue sobrevivir, los científicos ya tienen planeado algunas perspectivas interesantes de investigación. Squyres,un investigador del proyecto, dijo que están muy entusiasmados con el seguimiento de la señal de radio desde el Spirit a fin de determinar si Marte tiene un núcleo sólido o líquido. "Esto es algo totalmente nuevo, algo que nunca hemos hecho", dijo Squyres. "Si puede determinarse con precisión el movimiento del robot en el espacio en tres dimensiones, podemos ver los movimientos en la órbita de Marte y realizar un seguimiento con precisión, y a continuación, podemos caracterizar el bamboleo con mucha precisión. El modo en el que Marte se tambalea depende de su estructura interna. Si Marte tiene un núcleo sólido de hierro, se tambaleará de una forma, pero si tiene un núcleo de líquido fundido se tambaleará de otra manera. Debemos de ser capaces de hacerlo con el seguimiento del vehículo parado durante seis meses." Otro de los proyectos que se pueden realizar con el Spirit inmóvil es estudiar la interacción entre la atmósfera y la superficie de Marte. Estas dos líneas de investigación son lo suficientemente importantes como para que los científicos sigan luchando por la supervivencia del Spirit.

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Nuevas imágenes de Casssini


La misión Cassini nos vuelve a ofrecer un fantástico fenómeno astronómico en imágenes: el eclipse de Tetis por Dione. Estas tres imágenes de las lunas de Saturno, fueron tomadas con una diferencia de un minuto cada una.
Este fenómeno se produjo cuando Cassini paso por delante de Tetis, encontrándose Dione en la misma linea visual el pasado 28 de noviembre de 2009. Aunque en las fotografías parezca que estas dos lunas están muy juntas, en realidad no es así. Dione se encuentra a 2,2 millones de kilómetros de Cassini mientras que Tetis está a 2,6 millones de kilómetros de distancia de la sonda.
Una característica que se puede apreciar en esta composición es que Tetis aparece mas brillante en el lado de la luna opuesto al Sol. Esto se debe a que Saturno, que se encuentra a la derecha de las lunas, fuera de la imagen, refleja la luz del Sol hacia Tetis. Como desde el punto de vista de la Cassini, Saturno no ilumina Dione, esta luna aparece más oscura.
En la superficie de Tetis se puede ver el cráter Odysseus, que abarca unos 400 kilómetros, tamaño considerable para una luna que mide 1.062 kilómetros.
La siguiente fotografía es una imagen de rádar de apertura sintética de la superficie de Titán. En la parte inferior derecha y en el centro superior de la imagen,se perciben las montañas Titanian como si fueran pequeñas arrugas.Aún se desconoce como se han formado. Se sabe que en la Tierra este tipo de estructuras son producidas por los movimientos tectónicos, o procesos hidrogeológicos como la congelación y el deshielo. Dado que Titán tiene una atmósfera compuesta principalmente de metano y etano, y abundantes precipitaciones, es muy posible que estos procesos sean causa de tales características.



Dado a que la iluminación de esta imagen viene del radar de la Cassini, los picos de estas formaciones deberían ser los más brillantes. Pero se ve que éste no es el caso. Los materiales que componen las zonas más oscuras y ligeras son la causa de este efecto de iluminación.
La imagen representa un pedazo de la superficie de Titán de 250 kilómetros de altura y 285 km de ancho, y la resolución es de unos 350 metros por pixel.

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WISE encuentra su primer asteroide


WISE ha descubierto su primer asteroide cercano a la Tierra, un NEA. Este será el primero de los muchos descubrimientos que se esperan realizar con esta sonda.
El asteroide, denominado 2010 AB78, fue descubierto el pasado 12 de enero y no supone ninguna amenaza para la Tierra. En la actualidad se encuentra a 158 millones de kilómetros de nuestro planeta y gira alrededor del Sol en una órbita inclinada respecto al plano de nuestro Sistema Solar. Cálculos de su trayectoria indican que no se acercará a nuestro planeta en los próximos siglos.
La NASA ha difundido una imagen que capta este nuevo asteroide. En la fotografía se puede ver a 2010 AB78 como un punto rojo en el centro de la imagen.
La instantánea muestra tres longitudes de onda de infrarrojos, mostrando con rojo la que representa la mayor longitud de onda, de 12 micras, y de verde y azul, las de 4.6 y 3.4 micras de luz, respectivamente. El asteroide aparece más rojo que el resto de las estrellas de fondo, porque emite la mayor parte de su luz en longitudes de onda infrarrojas. En luz visible, esta roca espacial es muy tenue y sería muy difícil de ver.
WISE encontró el asteroide tras observar su movimiento con respecto al fondo de estrellas fijas en un período de un día y medio. Posteriores observaciones realizadas con el telescopio de 2,2 metros de la Universidad de Hawai en luz visible, confirmaron el descubrimiento.
"Estamos encantados de haber encontrado nuestro primer objeto cercano a la Tierra", dice Amy Mainzer del Jet Propulsion Laboratory de la NASA. Mainzer es la investigadora principal del programa llamado Neowise encargado de la búsqueda de este tipo de objetos oscuros.
WISE observará la luz infrarroja de decenas a cientos de miles de objetos que caracterizan a esta población de asteroides. En luz visible las estimaciones del tamaño de un asteroide pueden ser engañosas ya que un pequeño asteroide puede emitir la misma luz que uno grande y oscuro. En el infrarrojo, sin embargo, una gran roca oscura emite más calor térmico - o brillo infrarrojo - revelando así su verdadero tamaño. El cotejo de la información sobre la distribución de tamaños de los asteroides dará a los investigadores una mejor estimación de la frecuencia en la que la Tierra puede ser amenazada por los efectos potencialmente devastadores de un posible impacto.
Los resultados del WISE serán analizados por el Centro de Planetas Menores para su comparación con el catálogo conocido de estos objetos del Sistema Solar y verificar si se trata de un objeto desconocido o no. Si se descubre un nuevo objeto, las observaciones de seguimiento determinarán su órbita. Se estima que WISE encontrará nuevos objetos tanto en el Cinturón de Asteroides así como en órbitas elípticas alrededor del Sol como en este caso.
Don Yeomans, director de la NASA del Programa de estudio de los NEAs, afirma que los análisis de los datos nos guiarán por el camino hacia la comprensión de la verdadera naturaleza de estos objetos.
WISE no sólo está destinado a explorar asteroides, sino que también estudiará galaxias distantes y estrellas para crear un nuevo atlas de los nuevos objetos que abarcan toda la esfera celeste.

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La cámara CTX del MRO y sus descubrimientos

La HIRISE no es la única cámara a bordo del MRO. En esta nave también están la CTX y la MARCI (Mars Color Imager). CTX adquiere imágenes en escala de grises con una resolución de unos seis metros por píxel que cubren áreas de hasta 9.390 kilómetros cuadrados en una sola imagen. MARCI adquiere imágenes en color (en siete bandas de longitud de onda) de 1 a 10 kilómetros por píxel con el objetivo de crear un mosaico global diario de Marte con el fin de controlar el clima del planeta. Hoy vamos a hablar de la CTX.
CTX, HiRISE, y MOC son tres cámaras que han proporcionado imágenes de alta resolución de Marte. El siguiente diagrama compara el tamaño de sus huellas típicas a través de Ius y Tithonium Chasmae. El diseño de cada cámara permite diferentes tipos de tomas con diferentes resoluciones y campos. MOC, de la Mars Global Surveyor fotografía extensiones largas y delgadas alrededor de los 6 metros por píxel. CTX, de la Mars Reconnaissance Orbiter proporciona imágenes de la misma resolución, pero que cubren un área mucho más grande. Y por ultimo, HiRISE, también en el MRO, puede tomar imágenes con una resolución mucho más alta con alrededor de 0,3 metros por píxel, pero cubre un área proporcionalmente menor.


Aunque la CTX parece eclipsada por el éxito de HIRISE, en realidad es muy valiosa. Con casi 10.000 kilómetros cuadrados fotografiados hace que sea la adecuada para crear mosaicos de grandes regiones. Por ejemplo, tenemos una cobertura casi completa de todo el sistema del cañón del Valles Marineris. CTX ha cubierto ya el 12 por ciento del planeta en estéreo y ha creado mosaicos de todo el polo sur de Marte en invierno y en verano para que los científicos puedan controlar el clima de esta zona.
CTX también supervisa varios lugares del planeta rojo en los que se han detectado diversos cambios o actividades recientes, tales como nuevos cráteres de impacto, barrancos producidos por corrientes, remolinos de polvo, rayas de viento, movimientos de dunas...
Este control ha dado sus frutos, ya que hemos encontrado más de 80 nuevos lugares de impacto, y miles de lugares en los que la actividad hidrogeológica ha estado presente. Pero algunas de las cosas más emocionantes que se han encontrado gracias a los esfuerzos de monitoreo son los múltiples flujos en barrancos nuevos.
La Mars Orbiter Camera (MOC) de la Mars Global Surveyor tomó en 1999 imágenes de un área geológicamente joven correspondiente al cráter Terra Sirenum. Nuevas fotografías tomadas, evidencian un cambio notable en la geografía de la zona.
Según los científicos, las dos imágenes que fueron capturadas en diciembre de 2001 y abril de 2005 muestran que, entre esas dos fechas, el agua líquida corrió por el barranco y dejó una luz de tonos en el depósito. Se puede ver una animación de estas imágenes en el enlace.


Estas características generan un montón de rumores, porque se cree los depósitos se formaron a través de un mecanismo que implica la presencia de agua líquida, como barrancos que parecen proceder de restos fluviales. Ahora, la CTX está realizando un seguimiento de este barranco y de otros similares para buscar cambios en las zonas. Después se comparan las nuevas imágenes del CTX con otras tomadas por otros equipos fotográficos hace tiempo. Cuando se sospecha de un cambio, entonces HiRISE fotografía la zona para obtener una imagen de mayor resolución.
Con este seguimiento se ha logrado localizar nueve áreas de este tipo. Todos estos barrancos se han formado desde el 2001. Se tiene constancia de que algunos de ellos se han formado en un periodo inferior a un año. Estos ejemplos, como el que se ilustra más abajo, implican probablemente la acción de un flujo de agua líquida.


La imagen corresponde a la pared suroeste del cráter Pursat, de 18 kilómetros de radio, situado en las tierras altas del Sur de Marte. La imagen de la izquierda fue tomada por la CTX del MRO, en febrero de 2008.La imagen central muestra la misma zona fotografiada un año después. En este tiempo apareció una nueva luz en la pared del cráter, detallada en la imagen de la derecha en una fotografía obtenida por HIRISE en marzo de 2009. Este flujo presenta unos detalles característicos de los flujos de escombros: viraje alrededor de obstáculos, encharcamiento de las depresiones topográficas,...Es decir, parece que fue un flujo rápido de líquidos que se encontraba saturado de lodo y de rocas. En la siguiente imagen se puede apreciar la misma zona con mas detallas en una fotografía tomada por HIRISE en febrero de 2009.


La CTX ha obtenido hasta la fecha 25.000 imágenes, que combinadas con las tomadas por la MOC han cubierto alrededor de la mitad de Marte, encontrando más de 4.500 accidentes geográficos que presenta barrancos individuales. Tan sólo en la zona del Nirgal Vallis se han localizado más de 500 barrancos. Estos datos han confirmado que los barrancos se encuentran sólo en una franja de latitud en cada hemisferio, de aproximadamente 27 a 80 grados de latitud norte y 27 a 80 grados sur. Aunque algunos científicos suelen decir que en la zona ecuatorial marciana hay barrancos, los situados en estas latitudes carecen de una incisión de canales. Los barrancos ecuatoriales son más bien toboganes que muestran un movimiento de masa seca.
A continuación tenéis unas fotografías que muestran más ejemplos de estos barrancos. La primera imagen es del Nirgal Vallis.




Esta fotografía corresponde al cráter Asimov.




Y por último tenemos una toma de Terra Cimmeria.



Y para finalizar, en este enlace podéis encontrar muchas más imágenes tomadas por la CTX.

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miércoles, 27 de enero de 2010

Planetas extrasolares

Esta entrada se ha escrito para celebrar la tercera edición del Carnaval de la Física que se organiza este mes en el blog Leonardo da Vinci.




Planetas extrasolares


La existencia de los planetas extrasolares o exoplanetas fue teorizada primero muchos años antes de poderse realizar su descubrimiento.
Aleksander Wolszczan, astrónomo polaco anunció el descubrimiento de los primeros exoplanetas en 1992. Encontró tres objetos subestelares orbitando en torno a un púlsar. Análisis posteriores confirmaron que estos exoplanetas nacieron como consecuencia de la acreción del material que eyectó la supernova, y que generó también el púlsar.
Tras este descubrimiento se inició una carrera entre los científicos para ver quién hallaba el primer exoplaneta en torno a una estrella similar al Sol. Así, el 6 de octubre de 1995, los suizos Michel Mayor y Didier Queloz anunciaron el descubrimiento de un planeta orbitando a la estrella 51 Pegasi, al que se llamó 51 Pegasi b. Este planeta pertenece a la categoría de planetas tipo “Júpiter calientes”, es decir, planetas gaseosos gigantes similares a Júpiter, pero que se encuentran muy cerca de sus estrellas.



Antes de este descubrimiento se pensaba que los planetas gigantes gaseosos no se podían formar a distancias tan cercanas a sus estrellas, así que 51 Pegasi b, abrió camino a unas nuevas investigaciones sobre la migración planetaria. Ésta consiste en la migración de los planetas desde sus órbitas originales más alejadas de la estrella, a órbitas más cercanas a su astro.
Tradicionalmente, se nombran los planetas extrasolares usando el nombre de su estrella primaria más una letra minúscula ordenadas según el orden del descubrimiento de los diferentes exoplanetas existentes en torno a una estrella, empezando con "b" y siguiendo con c, d, e, f,.... Las letras mayúsculas A, B, C, D se usan para los compañeros estelares. Es decir, en una estrella doble, por ejemplo Sirio, la componente principal es Sirio A, mientras que la secundaria se llamaría Sirio B.
Hoy en día sigue la búsqueda frenética de exoplanetas. Los científicos tratan de hallarlos en la zona conocida como zona de habitabilidad, que consiste en un área del espacio teórica que rodea a una estrella, dentro de la cual, un planeta puede presentar las condiciones necesarias para albergar vida. Pero estudios actuales sugieren que esta zona puede variar por ejemplo en el caso de las lunas. Se sospecha que bajo la superficie helada de Europa, un satélite de Júpiter puede haber vida. Encélado, una luna de Saturno, también es candidato a albergar vida. La Cassini fotografió géiseres de agua procedentes del subsuelo de esta luna. Otra luna candidata en nuestro Sistema Solar es Titán, la luna más grande de Saturno. Al igual que la Tierra, posee una densa atmósfera, y mares y ríos compuestos de etano y metano.



Pero volviendo a las características que hay que analizar en un planeta para averiguar si es candidato a albergar vida o no, no solamente debemos fijarnos en el área marcada por la zona de habitabilidad. También hay otras características que han de estar presentes tanto en el planeta como en la estrella. Entre ellas tenemos:
- La temperatura superficial de la estrella debe oscilar entre los 4.000 y 7.000 grados Kelvin. Nuestro Sol se encuentra justo en la mitad de estos valores.
- La radiación ultravioleta que emiten estas estrellas no debe superar ciertos valores para así no destruir la atmósfera del planeta.
- El planeta no debe mostrar siempre la misma cara a la estrella, fenómeno que se denomina acoplamiento de marea. Así las temperaturas no serán extremas en las superficies expuestas y ocultas a su sol.
- La estrella no sufrirá variaciones importantes en cuanto a tamaño o brillo.
- Las estrellas ricas en metales son las más propensas a poseer sistemas planetarios.
- Los planetas deben tener una masa suficiente para poder conservar su atmósfera.
- La excentricidad orbital del planeta no debe de ser muy grande y sus variaciones estacionales deben ser moderadas.
- La vecindad galáctica debe ser la adecuada: no tener cerca fuentes de rayos gamma, agujeros negros, etc.

Analicemos ahora los métodos de detección de los exoplanetas:

-Método de las velocidades radiales: La velocidad radial es la componente de la velocidad con la que un astro se acerca o se aleja de la Tierra. Estas variaciones se detectan estudiando el espectro de la estrella, que si presenta algunas anomalías, han de analizarse para determinar si se producen por la presencia o no de un exoplaneta.



-Método de la astrometría: Del mismo modo que la estrella ejerce una fuerza gravitatoria sobre el planeta, éste también ejerce una fuerza de esta naturaleza sobre su estrella, lo que hace que ambos giren en torno a un centro de masas común. Es decir, podemos medir la desviación que sufre la estrella en su órbita a causa de la presencia del planeta.



- Método de los tránsitos: Consiste en observar los cambios de luz que se producen en las estrellas cuando los planetas transitan por delante de ellas. La sonda Kepler, lanzada en el 2009, tiene la sensibilidad suficiente como para detectar planetas similares a la Tierra con este método.



-Método de las perturbaciones gravitatorias en los discos de polvo: En las estrellas jóvenes con discos de polvo alrededor se puede detectar la presencia de un exoplaneta por las irregularidades que presenta el disco protoplanetario ocasionadas por la interacción gravitatoria de este objeto. Para entender este método pensemos un momento en los satélites de Saturno. Los anillos no son uniformes sino que tienen una serie de divisiones provocadas por las perturbaciones que generan los denominados satélites pastores.




- Método de la detección visual directa: Las fotografías directas a los exoplanetas se realizan desde hace poco tiempo, pero los resultados futuros prometen. Incluso se ha logrado obtener el espectro de un planeta extrasolar. El espectro nos proporciona una "huella química", es decir, nos ofrece datos directos sobre la composición del planeta. Pero su análisis aún no ha terminado y en un principio los datos aportados están generando controversia entre los científicos.





La mayoría de los planetas detectados son gigantes gaseosos tipo Júpiter que orbitan cerca de sus estrellas. Esto no quiere decir que estos planetas sean los más comunes en el Universo, sino que son los más fáciles de detectar. Cada vez se están encontrando planetas más parecidos a la Tierra. Algunos de ellos son los denominados súper-Tierras, planetas que poseen unas diez masas terrestres. De momento son pocos los que se han localizado en la zona de habitabilidad, pero con la misión Kepler, se espera que se anuncie este descubrimiento en un periodo de tiempo breve. A pesar de ello, hoy contamos con un buen muestrario de distintos tipos de exoplanetas. Tenemos algunos localizados en sistemas caóticos a los que no les espera un buen futuro. Otros orbitan alrededor de sistemas de estrellas binarias. Los hay que giran en órbitas retrógradas alrededor de sus soles, es decir, como si hubieran sufrido un gran impacto que los hubiera desplazado de sus órbitas originales. Incluso algunos poseen atmósferas gruesas, pero tan cerca de sus estrellas que la temperatura es muy superior a la que podría sustentar vida.

Una ilustración de una súper-Tierra



Los anuncios de prensa sobre los descubrimientos de exoplanetas y las nuevas formas de detectarlos se suceden continuamente. En diciembre de 2009 se publicaba el hallazgo de un exoplaneta que se había detectado por las irregularidades que presentaba en la órbita otro planeta existente en el sistema. De esta misma forma se encontró Neptuno en nuestro Sistema Solar. Los movimientos orbitales que presentaba Urano no cumplían las leyes de Newton, así que la única alternativa para explicar esta anomalía era la existencia de otro planeta que alterase su trayectoria produciendo las irregularidades observadas. Realizando laboriosos cálculos matemáticos, el astrónomo Urbain Le Verrier, el 23 de septiembre de 1846, predijo dónde de encontraría Neptuno. Esa misma noche fue localizado.
Lo que parece seguro, es que a corto plazo, los astrofísicos tal vez tengan que replantearse su definición de planeta a raíz de estos nuevos descubrimientos, ya que aún no se ha establecido claramente el límite entre planeta y enana marrón.
Esta rama de la astrofísica está avanzando rápidamente y pronto se escribirá otro capítulo en la historia del estudio de los exoplanetas.

Ahora veamos más detalladamente algunos de estos exoplanetas localizados.

- Corot 7 es una estrella de magnitud 12 situada en la constelación de Monoceros. En torno a esta estrella se han localizado dos exoplanetas, Corot-7b y Corot-7c. Este sistema se encuentra a 500 años luz de la Tierra y llama la atención la naturaleza de Corot-7b. Este planeta se encuentra a 2,5 millones de kilómetros de su estrella y orbita cada 20,4 horas. Es un planeta rocoso que siempre muestra la misma cara hacia su estrella, alcanzando en dicha superficie una temperatura de 2.000-3.000 grados centígrados; y el lado oscuro, muy frío, alcanza sólo 223 grados centígrados bajo cero. Con estas temperaturas tan altas en el lado iluminado, las rocas se vaporizan, y por ello, se están formando nubes de rocas en el aire, lo que provoca que "lluevan piedras". Con una densidad parecida a la terrestre, su diámetro es cinco veces superior al de nuestro planeta.
Los nuevos datos logrados sobre este sistema revelan que su órbita es casi perfectamente circular y que su superficie está fuertemente sometida a erupciones volcánicas. Corot-7b podría tener mayor actividad volcánica que la luna de Júpiter, Io, el objeto celeste con mayor actividad de este tipo en nuestro Sistema Solar. Por ello, según estos datos, es posible que la superficie de Corot-7b sea un continuo mar de magma.
Para Rory Barnes, de la Universidad de Washington en Seattle, y su equipo, encargados de esta investigación, el vulcanismo tiene implicaciones para el desarrollo de la vida, porque rehace constantemente la superficie de un planeta, haciendo muy difícil para cualquier organismo obtener un punto de apoyo en el que desarrollarse. Para Barnes, cualquier desviación de una órbita circular, incluso de sólo 250 Km., causaría en Corot-7b, el suficiente tirón gravitatorio como para provocar las fuerzas de marea necesarias para generar este vulcanismo. Se ha calculado que el siguiente planeta de este sistema, Corot-7c, podría ser el causante de estas fuerzas. La Tierra también experimenta este tirón gravitacional, pero nuestros océanos absorben esta energía. Corot-7b experimenta fuerzas de gravedad diferentes sobre su superficie rocosa a lo largo de su órbita, siendo mayor el tirón gravitacional cuando está más cerca de su estrella, y menor cuando está más alejado. Esta diferencia hace que se estire y se relaje en los diversos puntos de su superficie. Esta flexión produce una fricción que calienta el interior del planeta generando la actividad volcánica detectada en su superficie.


Brian Jackson estudió la evolución de este planeta creando una simulación que retrocedía en su evolución en el tiempo, y encontró que su estrella le arrancó gran parte del material que componía Corot-7b en su anterior vida de gigante gaseoso. Este científico calculó que la órbita del exoplaneta estaba anteriormente alrededor del 50% más alejada de su estrella de lo que actualmente está. En ese estadio, el viento estelar interactuó con la atmósfera gaseosa de Corot-7b expulsándola al espacio exterior. Entonces se comenzó a producir una interacción compleja entre el planeta y la estrella debido a la pérdida de masa y a sus consecuencias gravitacionales.
A medida que Corot-7b perdía masa, se produjo el proceso de migración, acercándose el exoplaneta hacia su estrella, debido a las fuerzas de marea. En este proceso, el gas se evaporaba cada vez más rápido cuanto más se aproximaba, ya que se calentaba más. De esta forma, Corot-7b perdió casi toda su masa, quedando sólo el núcleo rocoso del planeta.
Corot-7b puede ser el primero de una nueva clase de planetas rocosos, constituidos por los remanentes de los gigantes gaseosos, es decir, por los núcleos de los planetas tipo Júpiter. Por ello, desentrañar el origen de la pérdida de masa y las migraciones sufridas por estos objetos, puede darnos información sobre la evolución de los planetas similares a la Tierra.
Muchos de los planetas extrasolares descubiertos son gigantes de gas que orbitan cerca de sus estrellas, los llamados "Júpiter calientes". Es posible que muchos de ellos experimenten el mismo destino que Corot 7-b.

- 55 Cancri: Es una estrella de magnitud 6 situada a 41 años luz en la constelación de Cáncer. En realidad esta estrella es un sistema binario compuesto por un astro similar al Sol y por una enana roja situada a 1.065 UA y que posee una magnitud de 13. En este sistema se han descubierto 5 exoplanetas cuyas órbitas tienen periodos de 3, 15, 44, 260 y 4.520 días. Se cree que el planeta más interior "e" es un planeta terrestre grande de aproximadamente 2,5 veces el diámetro de Tierra, con una superficie cubierta de lava y una atmósfera espesa pero transparente. Los otros tres planetas probablemente son gigantes de gas. El planeta "d" parece tener una temperatura y un aspecto similares a los de Júpiter, con un diámetro ligeramente superior. Los planetas "b" y "c", por su temperatura, son probablemente planetas sin nubes. 55 Cancri “f”, con una masa equivalente a la mitad de la de Saturno, y una órbita de 260 días, se encuentra dentro de la zona habitable de la estrella, pero debido a su masa, no puede albergar vida. No obstante, en hipotéticas lunas, en principio, se podría mantener, al menos, vida microscópica.



- Pólux: La brillante estrella Pólux, la más luminosa de Géminis también posee un exoplaneta. Es la estrella más brillante en la que se ha hallado uno de estos objetos. Pólux b tiene una masa de 2,9 veces la masa de Júpiter y describe una órbita casi circular a 1,69 UA de su estrella. Este planeta recibe 16 veces más radiación de la que recibe la Tierra por parte del Sol.



martes, 26 de enero de 2010

Las diferencias entre Ganímedes y Calisto pueden explicarse a partir del Gran Bombardeo

Los astrónomos planetarios han reflexionado durante mucho tiempo las razones por las que las superficies de Ganímedes y Calisto son muy diferentes. Pero ahora, nuevos datos aportados por la sonda Galileo, muestran también que el interior de estas dos lunas son muy diferentes.
A primera vista, las dos lunas gigantes de Júpiter parecen muy similares. Ambas poseen tamaños equivalentes: Ganímedes tiene 5.260 kilómetros de diámetro y Calisto, 4.820 kilómetros de diámetro. Ambas están constituidas a partir de rocas y hielo y poseen numerosos cráteres en sus superficies, especialmente Calisto. Además, Ganímedes muestra signos de actividad tectónica y es la única luna del Sistema Solar que posee un campo magnético propio, generado por un núcleo rico en hierro responsable de la conducción de su campo magnético. También se especula que esta luna pueda poseer un océano de agua salada a 200 kilómetros de su superficie.
Calisto también puede albergar un océano delgado, pero su interior es mucho menos diferenciado, es decir, no se perciben tan claramente las capas de diferente composición.
En la siguiente imagen se pueden ver las densidades de las estructuras de Ganímedes y Calisto durante el Gran Bombardeo. Los colores muestran la densidad, el negro representa la roca pura, el azul representa el hielo mezclado con la roca, y el blanco muestra el hielo puro.


En un artículo publicado en la edición del 24 de enero de Nature Geoscience, Amy Barr y Robin Canup,del Southwest Planetary Science, tratan de ofrecer un nuevo modelo que de una solución al por qué dos lunas que nacieron en la misma zona han evolucionado de manera tan diferente. Su modelo examina que los caminos evolutivos de las lunas se ven influenciados por los impactos de los cometas en los primeros instantes de su historia. Entonces, estos científicos encontraron que las diferencias entre estos dos satélites se acentuaron hace alrededor de 3,8 millones de años, es decir, coincide con el periodo del Gran Bombardeo,cuando grandes cuencas de impacto se formaron en nuestra propia Luna.
"Los impactos durante este período derritieron Ganímedes tan profundamente que el calor no pudo ser eliminado rápidamente. Todas las rocas de Ganímedes se hundieron hacia su centro de la misma manera que todos los chips de chocolate se hunden hasta el fondo de una caja de cartón de helado derretido", dijo Barr. "Calisto recibió menos impactos a baja velocidad y evitó así la fusión completa".
En la variación en el número y en la energía de los impactos de las dos lunas se puede culpar a Júpiter,que debido a su fuerte influencia gravitatoria atrae a los cometas a velocidades más altas hacia Ganímedes que hacia Calisto.

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