viernes, 26 de febrero de 2010

Solar Storm Watch

El nuevo proyecto de Ciencias para los Ciudadanos de Zoouniverse es el Solar Storm Watch. Este programa da la posibilidad a los aficionados de ayudar a los científicos a seguir in situ las tormentas solares.
Los voluntarios pueden detectar tormentas solares y realizar su seguimiento en su progreso a medida que viajan a través del espacio hacia nuestro planeta. Con los datos proporcionados, los científicos esperan llegar a comprender mejor los mecanismos que producen estas tormentas y ayudar a predecir su hora de llegada a la Tierra.
Solar Storm Watch ha estado en pruebas hasta hace aproximadamente dos meses, pero ahora está oficialmente abierto al público. "Ha sido maravilloso ver al equipo prepararse para una inundación de datos", dijo Chris Lintott, uno de los fundadores del original Galaxy Zoo, y ahora Zooniverse.
El proyecto utiliza los datos reales de la nave STEREO de la NASA, un par de satélites en órbita alrededor del Sol, que dan a los científicos una vigilancia constante sobre la superficie solar en continuo cambio.

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NGC 346 en la Pequeña Nube de Magallanes

NGC 346 es la región de formación estelar más brillante de la Pequeña Nube de Magallanes.Mediante el instrumento Wide Field Imager de 2,2 metros situado en el observatorio de la Silla en Chile, se ha obtenido una nueva imagen de esta región.
La Pequeña Nube de Magallanes (SMC) se encuentra a 210.000 años luz de distancia hacia la constelación del Tucán, y el cúmulo abierto de estrellas que componen NGC 346 se extiende unos 200 años luz. NGC 346 es una nebulosa de emisión, es decir, el gas de su interior ha sido calentado por sus protoestrellas por lo que emite su propia luz. Los poderosos vientos de estas estrellas masivas dispersan el gas para crear una tela de araña tenue a modo de estructuras que fluyen desde el denso núcleo del cúmulo.


Muchas de las estrellas del cúmulo son jóvenes en términos cósmicos, teniendo sólo unos pocos millones de años. Sus intensos vientos estelares activan a su vez el nacimiento de más estrellas mediante la compresión de grandes cantidades de materia. Estas nubes de formación estelar colapsando bajo su propia gravedad, llegan a ser lo suficientemente densas y calientes como para encender la fusión nuclear y convertirse en estrellas de pleno derecho que también se encenderán posteriormente sus restos residuales de gas y polvo.
A medida que se forman más estrellas, los restos de gas y polvo se dispersan esculpiendo una serie de ondas que generan un cambio en la apariencia del cúmulo con el tiempo.
La SMC constituye para los astrónomos un laboratorio de formación estelar extragláctica.

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jueves, 25 de febrero de 2010

Cúmulos globulares extranjeros en nuestra galaxia



En la imagen tenemos una fotografía tomada por el telescopio espacial Hubble del cúmulo globular Messier 80, un objeto que se compone de cientos de miles de estrellas situado en la dirección de la constelación de Escorpio.
La Vía Láctea posee unos 160 cúmulos globulares de los que se sospecha que al menos una cuarta parte son “extranjeros”. Esta es al menos la hipótesis que afirma un equipo de científicos del Swinburne University of Technology, en Australia. Esta teoría firma que estos cúmulos nacieron en otras partes del Universo y que luego emigraron hacia la Vía Láctea. De hecho, este fenómeno no sólo ocurre con los cúmulos globulares, ya que muchas estrellas observadas dentro de nuestra propia galaxia, proceden de otras galaxias.
El origen foráneo de los cúmulos globulares ya era sospechado por los astrónomos, pero se carecía de medios técnicos para identificar cuáles no se habían formado junto a la Vía Láctea.
Ahora, utilizando el telescopio espacial Hubble, se ha compilado la mayor base de datos existentes de alta calidad para estudiar la edad y las propiedades químicas de cada uno de estos grupos.
Analizando esta base de datos se pudo determinar las formas dominantes de muchos cúmulos que dieron pistas fiables sobre su posible origen.
El trabajo de estos investigadores también sugiere que la Vía Láctea ha podido asimilar más galaxias enanas de lo que se creía hasta ahora. De hecho creen que  futuras observaciones podrían confirmar la presencia de seis galaxias enanas asimilándose a la nuestra, a diferencia de las dos aceptadas actualmente. Al contrario que las estrellas de las galaxias enanas, que se asimilan a las galaxias, los cúmulos globulares permanecen casi intactos sobreviviendo a este proceso de acreción.

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Estructura del Universo

 Con este post he recuperado para la Edición del Carnaval de la Física de este mes parte de un artículo que escribí hace unos años.
En esta ocasión el evento lo organiza Rael García en su blog RTFM.


Estructura del Universo

Primeramente hay que señalar que definir la forma del espacio no es tarea sencilla, pues lo observamos desde su interior, luego debemos recurrir hacia ciertas idealizaciones que pueden llegar a ser erróneas.
Actualmente recurrimos a la gravitación para tratar de resolver el enigma, pues es dicha fuerza la que modela el espacio que nos rodea. En consecuencia nos apoyamos en las teorías del campo gravitatorio propuestas por la relatividad general. Esta teoría interpreta la gravitación como una deformación o una curvatura del Universo, creada por la materia que en él se encuentra. Así, un modelo de Universo se define como un espacio curvo en cuatro dimensiones, tres dimensiones de espacio y una de tiempo, llamado espacio-tiempo. Pero este espacio pertenece a una geometría no euclídea, es decir, no plana.


La geometría de un espacio con un número cualquiera de dimensiones, se caracteriza expresando la distancia que separa a dos puntos cualesquiera infinitamente próximos. En relatividad general, el Universo se describe como una superficie cuadridimensional provista de una métrica específica (espacio de Riedmann). En cambio, este espacio, ha de cumplir las ecuaciones que representan a los campos gravitatorios, y no siempre ocurre. Para hallar una solución, podemos hacer una hipótesis: las propiedades geométricas y físicas de nuestro Universo son las mismas en todos los puntos en cada instante, así como en todas las direcciones alrededor de todo punto. Dicho de otro modo, el Universo es homogéneo e isótropo. La validez de esta hipótesis viene refutada por la isotropía de la radiación cósmica, y la estructura a gran escala del Universo.
Las soluciones de las ecuaciones de Einstein obtenidas por Friedmann y Lemaitre llevan a unos modelos cosmológicos sencillos y, poseen en todo instante la misma curvatura en todos los puntos. Sin embargo, esta curvatura puede cambiar con el tiempo, lo que le confiere a estos modelos un carácter dinámico inesperado, corroborado por el descubrimiento del corrimiento al rojo.
En lo que respecta a las posibles geometrías del Universo, se presentan los tres siguientes casos:
-En un espacio de curvatura nula (plano o euclídeo), dos líneas paralelas nunca se encuentran, y los ángulos de un triángulo siempre suman 180º, siendo la longitud de una circunferencia π veces su diámetro.
-En espacios con curvatura no nula, las características de la geometría euclídea dejan de ser válidas. Si la curvatura es positiva (como en una esfera), las líneas paralelas acaban convergiendo, y la suma de los ángulos de cualquier triángulo excede los 180º. En este caso, la longitud de la circunferencia es inferior a π veces su diámetro.
-Si la curvatura es negativa (como en un hiperboloide), las líneas paralelas divergen, y la suma de los ángulos de un triángulo no superan nunca los 180º. En cuanto a la longitud de la circunferencia, ésta es mayor a π veces su diámetro.

Todos estos modelos tienen un carácter evolutivo, ya que se inician con el Big-Bang. Peo su evolución es diferente. En el modelo cerrado, se produciría una fase de expansión desacelerada lo que dará lugar al Big-Crunch. En cambio, en los modelos abiertos, la expansión no tiene fin, pero se desacelera progresivamente. Por lo tanto, en los universos Friedmann-Lemaitre, la geometría del Universo y su destino están unidos de manera unívoca.



Pero volvamos al principio cosmológico formulado por Einstein que afirma que el Universo es homogéneo e isótropo. De hecho, la misma existencia de estrellas y galaxias muestra el carácter altamente inhomogéneo, a pequeña escala, de la distribución de la materia. Sin embargo, estos objetos no representan más que unas pequeñas perturbaciones de la métrica, que es la magnitud fundamental en la relatividad general. Como estas inhomogeneidades generan en su entorno perturbaciones cuya velocidad es inferior a la de la luz, no invalidan la hipótesis del Universo homogéneo. De esta forma, Eddington y Lemaitre mostraron que el modelo del Universo estático era inestable, ya que la más mínima perturbación, tenía que crecer inexorable con el paso del tiempo.


El problema de la distribución de materia a grandes escalas ya preocupó a Einstein, porque dicha distribución debe manifestar la homogeneidad del modelo en expansión, y porque encierra los mecanismos de formación de las grandes estructuras. Se sabe que las galaxias tienden a agruparse en cúmulos y que observaciones ópticas han descubierto estructuras filamentosas de no fácil resolución. Para describir y caracterizar este tipo de distribución, medimos el número de galaxias en una circunferencia de radio R. Si las galaxias estuviesen distribuidas al azar, este número sería el producto de la densidad numérica media de galaxias en el Universo por el volumen de la esfera. Pero el número obtenido es mayor, lo que evidencia una clara tendencia al agrupamiento.
Los primeros estudios se hicieron a partir de catálogos en dos dimensiones que especificaban la posición y el brillo de cada galaxia, pero no su distancia. Se vio que a medida que se añadían galaxias más débiles, la distribución proyectada era cada vez más homogénea. Esto se traduce en una disminución del valor de la función de correlación. Si suponemos que más allá de una escala, la distribución se vuelve homogénea, el ángulo característico de las estructuras formadas por las galaxias irá disminuyendo a medida que las galaxias sean menos luminosas (más distantes). Esta disminución implica una verdadera ley de escala para el valor d la función de correlación, que no se verificaría si la distribución de las galaxias no se volviese homogénea a grandes escalas.


Cuando los astrofísicos distribuyeron las galaxias tridimensionalmente, descubrieron un hecho importante: se descubrió una riqueza de estructuras en las que las galaxias parecen distribuirse en unas estructuras bidimensionales, una especie de hojas que rodean grandes regiones vacías y que recuerdan a la geometría de una esponja. Para avanzar un paso más en el estudio de esta estructura, habría que analizar un volumen que comprendiera un millón de galaxias. Pero en estas investigaciones también ha de tenerse en cuenta a la materia oscura fría, por lo que todos los estudios de la estructura del Universo, aún están abiertos a grandes desarrollos futuros.

martes, 23 de febrero de 2010

Stardust y Tempel 1

Dentro de un año, la sonda Stardust de la NASA realizará un sobrevuelo sobre el cometa Tempel 1, por ello, ya ha empezado a prepararse para su misión. La sonda acaba de realizar con éxito una maniobra para ajustar el tiempo de encuentro con el cometa de ocho horas y 20 minutos. Este ajuste maximiza la probabilidad de que la nave espacial pueda capturar imágenes de alta resolución de la superficie de Tempel 1.El cometa cuenta con una superficie de 2,99 kilómetros de ancho y una composición de hielo y polvo. Su forma se asemeja a la de una patata.
Con la nave espacial en el lado opuesto del Sistema Solar y más allá de la órbita de Marte, la maniobra de corrección de trayectoria se inició a las el 17 de febrero. Stardust disparó sus cohetes durante 22 minutos y 53 segundos, y cambió de velocidad para ajustarse a su misión.
Stardust se aproximará al cometa el 14 de febrero de 2011. El momento del máximo acercamiento es de gran importancia porque la rotación del cometa permitirá contemplar las diferentes regiones de su superficie al ser estas iluminadas por la luz solar en diferentes momentos.
Científicos de la misión desean maximizar la probabilidad de que las áreas de interés previamente fotografiadas por la misión Deep Impact de la NASA en 2005 también se puedan captar por la cámara de Stardust.
Tim Larson, director de proyecto Stardust-NEXT en el Jet Propulsion Laboratory, en Pasadena, California, se muestra muy optimista con este proyecto.
Lanzada el 7 de febrero de 1999, Stardust se convirtió en la primera nave espacial en la historia destinada a recolectar muestras de un cometa y regresar a la Tierra para su estudio. Su cápsula de retorno de muestras en paracaídas a la Tierra se produjo en enero de 2006. Los científicos ven viable utilizar de nuevo este sistema en un futuro si se presenta la ocasión.
En enero de 2007, re-bautizada como la misión "Stardust-NEXT" (Nueva Exploración de Tempel), la sonda inició su viaje de cuatro años hacia el cometa.
"Stardust-NEXT proporcionará a los científicos la primera oportunidad para ver los cambios en la superficie de un cometa entre las visitas sucesivas en el Sistema Solar interior", dijo Joe Veverka, investigador principal de Stardust-NEXT la Universidad de Cornell, Ithaca, NY "Tenemos teorías sobre cómo cada paso cercano al Sol provoca cambios en un cometa. Aparte de las imágenes de alta resolución, Stardust también medirá la composición, distribución de tamaño, y el flujo de polvo emitido. También se prevee recapitular información sobre cómo evolucionan los cometas de la familia de Júpiter.
Stardust-NEXT es una misión de bajo coste que ampliará la investigación del cometa Tempel 1 iniciada por la nave espacial Deep Impact de la NASA.

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El cráter marciano Mojave en 3D



Basándose en los datos aportados por la Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA, un equipo de científicos ha elaborado una vista en 3D de una zona del terreno marciano en la que se observa perfectamente su relieve.
Las dimensiones verticales se han exagerado tres veces con respecto a las horizontales en las imágenes de síntesis de la pared del cráter. Las imágenes finales se asemejan a las que se verían a través de un avión que vuela a baja altura.
En esta imagen se muestra el material estancado por enormes bloques de roca formando escarpadas paredes en la terraza de un cráter. En Marte hay cientos de cráteres de impacto que han formado estructuras similares en la superficie del planeta rojo. Los científicos creen que estas "lagunas sin hueso" se crean cuando el material fundido por el cráter de impacto es capturado por las paredes de roca de la terraza.
El cráter Mojave, uno de los más jóvenes de la superficie de Marte, tiene 60 kilómetros de diámetro. En cierto sentido es como la piedra Rosetta de los cráteres marcianos, porque aún no ha comenzado a verse afectado por la erosión, a diferencia de otros cráteres de este tamaño. Luego, esta formación  puede revelarnos información directa sobre el proceso de impacto y los procesos geológicos consecuentes a este fenómeno, como son el material eyectado tras la explosión y la fusión entre los materiales generdos por el calor del impacto, así como las característias de los materiales depositados.

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Máseres de alcohol revelan el nacimiento de estrellas magnéticas supermasivas


Los potentes campos magnéticos desempeñan un papel mucho más dominante en la creación de estrellas masivas de lo que se creía hasta hace poco. Por ello, las estrellas más masivas y las estrellas similares al Sol, se forman de manera muy similar.
En la imagen se puede ver una impresión artística de Cefeo A HW2 mostrando un chorro fuera de los polos de la protoestrella, que a su vez se encuentra rodeada por un disco de polvo y gas. Las líneas blancas indican la estructura y la dirección del campo magnético. También se percibe como el gas que rodea a esta protoestrella se modela por las líneas magnéticas.
A estos resultados se ha llegado tras estudiar las observaciones realizadas por el equipo MERLIN (Multi-Element Radio Linked Interferometer Network), que consiste en un grupo de telescopios que toman datos en la banda del espectro de las ondas de radio.
Haciendo uso de una potente actualización de la red MERLIN, llamada e-MERLIN, un equipo dirigido por el Dr. Wouter Vlemmings, de la Universidad de Bonn en Alemania, observó a la joven protoestrella Cepheus A HW2, que se encuentra en una región de formación estelar de la constelación de Cefeo a unos 2.300 años luz de distancia. Con el aumento de la sensibilidad de e-MERLIN, fueron capaces de cartografiar las ondas de radio procedentes de los máseres de metanol con una superficie equivalente a diez veces el tamaño del Sistema Solar alrededor de la estrella recién nacida y masiva. Los máseres son básicamente versiones de microondas de los láseres, pero puede ocurrir naturalmente que las ondas microondas sean amplificadas por las moléculas, en este caso, por el simple metanol alcohólicas.
Los datos de radio revelaron que los campos magnéticos modelan directamente el gas desde el disco que rodea las líneas de campo lo que permite reunir más material en determinadas zonas. Los campos magnéticos actúan también como mecanismos de retroalimentación, es decir, como mecanismos de conducción de chorros de materia desde los polos de la proto-estrellas hasta el espacio interestelar. Estos jets son comunes en las proto-estrellas pequeñas, aunque también han sido observados en estrellas super masivas.
Esta nueva técnica nos permite, por primera vez, medir la estructura en 3D del campo magnético alrededor de una proto-estrella masiva.
Esta observaciones encajan perfectamente con las características observadas en otras protoestrellas como las estudiadas en la Nebulosa de Orión. Es las protoestrellas de M42, los astrónomos han observado máseres producidos por moléculas de monóxido de silicio en la nube de gas, y se ha visto como su trayectoria toma el aspecto de un arco, como si se modelasen por las líneas del campo magnético.
Los campos magnéticos se supone que son débiles y poco importante para el proceso de nacimiento de estrellas masivas, pero los máseres no viajarían a lo largo de arcos a menos que experimentasen algún tipo de fuerza, probablemente una fuerza magnética.

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sábado, 20 de febrero de 2010

Hubble observa la fusión de un grupo de galaxias


El Hubble ha conseguido captar a cuatro galaxias en un proceso de interacción. Dos de estas espirales enanas ya se han fusionado. Estas cuatro componentes forman el Grupo Compacto Hickson 31, situado a 166 millones de años luz de distancia. Cada galaxia tiene unos 20.000 años luz de diámetro, y están todas a una distancia de 75.000 años luz las unas de las otras.
En la imagen se puede apreciar a las dos galaxias en proceso de fusión. Una tercera galaxia encima de las dos anteriores, y la cuarta a la derecha de la imagen. En el centro de la fotografía se puede ver una estrella perteneciente a nuestra propia galaxia, y justo encima de ella se puede apreciar la existencia de otra galaxia.
Estas galaxias son tan diminutas que las cuatro podrían caber perfectamente dentro de nuestra Vía Láctea. En estas galaxias enanas existe una cierta cantidad de gas primordial presente en ellas desde que nacieron. Además, gracias a las mareas gravitacionales que se generan entre sí, y que las acerca las unas a las otras, este gas está sufriendo una serie de colapsos que están dando lugar al nacimiento de numerosas estrella. De hecho, se han observado dos grupos gigantes de estrellas jóvenes con unos 100.000 componentes cada uno.
El telescopio espacial Hubble tiene la agudeza viual suficiente como para resolver cada uno de estos grupos, lo que nos permite datar estas estrellas.
La Dra. Sarah Gallagher, de la Universidad de Western Ontario, Canadá, fue quien dirigió las observaciones del Hubble. Junto con los datos aportados en la banda infrarroja por el Spitze,r las observaciones en el ultravioleta realizadas por el Swift de la NASA, y otras medidas realizadas por el satélites Galaxy Evolution Explorer (GALEX) , Gallagher ha podido determinar que los cúmulos estelares poseen menos de diez millones de años y que están formados por estrellas azules calientes y muy masivas.
Aunque estas galaxias son jóvenes, el Hubble también reveló la existencia de un grupo de cúmulos globulares con una edad estimada de diez mil millones de años, lo que demuestra la antigüedad de las galaxias. Es decir, estas galaxias son muy antigüas pero se conservan muy jóvenes.
Gallagher, trata de explicar este fenómeno indicando que estas galaxias pueden haber residido en una región tranquila, de baja densidad del Universo, y que esta es la primera vez en su larga historia que interaccionan con otras galaxias.
Se estima que el proceso de fusión de estas galaxias se extenderá por unos mil millones de años, durante los cuales, el gas presente en las galaxias se colapsará para formar numerosas estrellas.

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viernes, 19 de febrero de 2010

Encontrado el exoplaneta más joven


Un grupo de astrónomos ha conseguido encontrar el planeta extrasolar más joven hasta la fecha orbitando en torno a una estrella joven muy activa. BD +20 1790b tiene una edad de 35 millones de años, mientras que nuestro planeta se formó hace unos 4,5 mil millones de años. Dista a 83 años luz de la Tierra. Posee seis veces la masa de Júpiter y se encuentra a una distancia de su estrella inferior a la distancia entre Mercurio y nuestro Sol.
La búsqueda de exoplanetas suele centrarse en estrellas más viejas, con edades de más de mil millones de años. Las estrellas jóvenes suelen poseer intensos campos magnéticos que generarn numerosas erupciones solares y manchas solares, que pueden llegar a simular la presencia de un planeta, llegando a ser difícil distinguir entre un exoplaneta y una mancha solar.
BD 201790 es una estrella muy activa, y los astrónomos anunciaron el año pasado que podría tener un compañero. Una colaboración internacional de astrónomos, dirigidos por la Dra. María Cruz Gálvez-Ortiz y el Dr. John Barnes fueron capaces de "eliminar" los datos relativos a la actividad solar para determinar si el planeta estaba realmente allí.
"El planeta fue detectado por la búsqueda de variaciones muy pequeñas en la velocidad de la estrella, causadas por el tirón gravitatorio del planeta en su órbita, usando la denominada técnica Doppler del bamboleo ", dijo Gálvez-Ortiz. "La separación de la interferencia causada por la actividad  de la estrella fue un gran reto para el equipo, pero con suficientes datos aportados por un conjunto de grandes telescopios se reveló la firma del planeta."
El equipo ha estado observando la estrella en los últimos cinco años con diferentes telescopios, entre ellos los instrumentos del Observatorio de Calar Alto (Almería, España) y los del Observatorio del Roque de los Muchachos (La Palma, España).
El estudio de este exoplaneta ayudará a comprender la evolución planetaria.

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Spitzer nos adentra en la Pequeña Nube de Magallanes


Esta imagen tomada por el Spitzer muestra el cuerpo principal de la Pequeña Nube de Magallanes, que se compone de una barra situada  a la izquierda y de una especie de "ala" a la derecha. La barra contiene tanto estrellas jóvenes como viejas, mientras que el ala está principalmente formada por estrellas jóvenes. Los datos del Spitzer confirman que la región de la cola ha sido recientemente arrancada de la formación principal. Además en la imagen se puede ver un cúmulo globular situado en la parte inferior izquierda (el grupo de estrellas de color azul). Tanto en la parte superior derecha, como en la esquina inferior derecha, se pueden apreciar emisiones de polvo de nuestra propia galaxia.
Esta imagen está siendo estudiada por los astrónomos para determinar el ciclo de vida  estelar en la galaxia, enana así como para determinar el proceso de la formación de las atmósferas estelares, el medio interestelar, y el polvo que se consume en la formación de nuevas estrellas.
Hoy en día, el polvo interestelar se pesa midiendo la intensidad y el color de su emisión en longitudes de onda infrarrojas. La velocidad en la que la materia prima se consume se determina mediante el estudio de regiones de gas ionizado y de las estrellas más jóvenes . La Pequeña Nube de Magallanes es una de las pocas galaxias en las que podemos realizar este tipo de estudios. Y a su vez, esta investigación no podría realizarse sin el Spitzer.
Esta imagen fue captada por las cámaras infrarrojas de Spitzer y el fotómetro de multibanda de imagen. El color azul, muestra principalmente las huellas de las estrellas viejas. Las trazas de color verde pertenecen a las emisiones de partículas de polvo orgánico (hidrocarburos aromáticos policíclicos, principalmente). La emisión roja procede de los granos de polvo frío.
La Pequeña Nube de Magallanes (SMC), y su galaxia hermana mayor, la Gran Nube de Magallanes (LMC), llevan el nombre del marinero explorador Fernando de Magallanes, que documentó su existencia mientras viajaba por el planeta hace casi 500 años. Desde el hemisferio austral de la Tierra, pueden apreciarse como nubes delgadas.


Investigaciones recintes han demostrado que estas galaxias no son satélites de la Vía Láctea. Al parecer siguen su propio camino por el espacio, pero pasaron cerca de nuestra galaxia en el pasado por lo que las fuerzas de marea generadas por la Vía Láctea las ha distorsionado a ambas. Estas galaxias enanas están menos evolucionadas que la nuestra, y además las inestabilidades gravitatorias que han sufrido por parte de la Vía Láctea y otras galaxias con las que interaccionaron, han provocado la formación de nuevas estrellas. E incluso se sospecha que la Gran Nube de Magallanes pueda llegar a fusionarse en un futuro con la Pequeña Nube.
Karl Gordon, y su equipo están interesados en la Pequeña Nube de Magallanes no sólo porque es muy estrecha y compacta, sino también porque es muy similar a las galaxias jóvenes que poblaban el Universo hace miles de millones de años. La PNM sólo posee una quinta parte de la cantidad de elementos pesados, como el carbono, que posee la Vía Láctea. Lo que significa que sus estrellas aún no han tenido el tiempo suficiente como para generar estos nuevos elementos en su entorno.Dichos elementos fueron claves para la aparición de la vida en nuestro planeta.
El estudio de la PNM ofrece la posibilidad de entender diferentes entornos en los que se forman las estrellas.

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La fusión de dos enanas blancas generan la mayoría de las supernovas de tipo Ia


Los nuevos datos aportados por el observatorio de rayos X, Chandra, sugieren que la mayoría de las supernovas de tipo Ia se producen debido a la fusión de dos enanas blancas. Este resultado ofrece un importante avance en la comprensión de las supernovas de este tipo que proporciona a los astrónomos un instrumento eficaz para medir la expansión del Universo, lo que a su vez permite estudiar la energía oscura que domina el Universo.
Marat Gilfanov, del Instituto Max Planck de Astrofísica,es el autor principal de este estudio que aparece publicado en la revista Nature.
Las supernovas de tipo Ia son utilizadas para medir distancias cósmicas porque pueden verse a grandes distancias, y porque siguen un patrón fiable de brillo. Sin emabrgo, hasta ahora, los científicos no han conocido los mecanismos de esta explosión de luz. Actualmente se barajaban dos principales candidatos para la producción de estas supernovas. La primera causa sería la acreción de materia por parte de una enana blanca hasta que supera un límite determinado de peso, lo que la inestabiliza y hace que explote. La segunda opción es que dos enanas blancas se fusionen.
"Nuestros resultados sugieren que las supernovas estudiadas proceden casi todas de la fusión de dos enanas blancas", dijo el co-autor de este estudio Akos Bogdan, también del Max Planck. "Esto no es probablemente lo que muchos astrónomos esperaban."
La diferencia entre estos dos escenarios posibles puede tener repercusiones en cómo las supernovas se puede utilizar como "candelas estándar" para medir distancias cósmicas, ya que el brillo que se produce fruto de la explosión puede depender del tamaño que tengan las enanas blancas implicadas en el proceso de fusión. También se sabe que en estos dos escenarios se generan diferentes cantidades de rayos X. Por ello, Gilfanov y Bogdan emplearon el Chandra para estudiar cinco galaxias elípticas cercanas, y la región central de la galaxia de Andrómeda.
Una supernova de tipo Ia causada por la acreción de material produce emisiones significativas de rayos X antes de la explosión. Una supernova procedente de la fusión de dos enanas blancas, por el contrario, emitirá una radiación de rayos X mucho menor.
Los científicos encontraron que las emisiones de rayos X en las supernovas estudiadas se producían en un factor de entre 30 y 50 veces menor de lo esperado si la explosión hubiera tenido lugar a raíz de la acreción de material. Así, por ejemplo, en la imagen presentada, si la supernova se hubiera producido por acreción de material, la imagen sería alrededor de 40 veces más brillante, porque habría unas 40 veces más radiación de rayos X.
Esto implica que las fusiones de enanas blancas dominan en estas galaxias.
Una pregunta abierta es si estas fusiones son el catalizador principal de supernovas de tipo Ia en las galaxias espirales. Se requieren más estudios para saber si las supernovas en galaxias espirales son causados por una fusión o por una mezcla de los dos procesos. Otra consecuencia interesante de este resultado es que es relativamente difícil encontrar parejas de enanas blancas, incluso con los mejores telescopios. Por ello, a pesar del resultado de este estudio, algunos astrofísicos siguen pensando que el escenario de la fusión de dos enanas blancas es el menos probable.

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Galería fotográfica de WISE


La misión de WISE es fotografiar la totalidad del cielo. Por ello no pierde el tiempo en las observaciones, y lo que hace es enviar continuas imágenes para su posterior análisis. Tras la publicación de su primer cometa descubierto y del hallazgo del primer asteroide cercano a la Tierra, ahora la NASA nos afrece una galería de alguna de las imágenes tomadas por el telescopio.
En la fotografía que ilustra esta noticia, tenemos a la galaxia  de Andrómeda. Recordemos que WISE trabaja en el espectro infrarrojo, por lo que  nos ofrece  una visión no habitual de la galaxia, con zonas no vistas anteriormente, ya que son invisibles en la parte del espectro correspondiente al visible.
En la siguiente imagen podemos ver NGC 3603. Esta es una zona activa de formación estelar, en la que se percibe cláramente el nacimiento de nuevas estrellas. Esta nebulosa se encuentra en el brazo Carina de nuestra galaxia y está situada a 20.000 años luz de nosotros. Los científicos han encontrado estrellas supermasiva formándose en esta región, rodeadas de nubes de polvo, por lo que sólo brillan en el infrarrojo.


La siguiente fotografía pertenece al cometa Siding Spring. Este cometa se está acercando al Sol, por lo que arroja una cola de polvo que se extiende 10 millones de kilómetros gracias al viento solar. El punto azul situado al suroeste del cometa es una estrella. Gracias a las futuras fotografías que obtenga WISE de los cometas, se espera poder desentrañar alguna de las claves del origen del Sistema Solar. 


La siguiente imagen pertenece al cúmulo de Fornax, formado por cientos de galaxias, y situado a 66 millones de años luz de la Tierra. Esta visión en infrarojos revela la existencia de galaxias desconocidas hasta ahora y muestran su actividad.


Desde que WISE comenzó su exploración de todo el cielo en luz infrarroja el 14 de enero, el telescopio espacial ha enviado a la Tierra más de un cuarto de millón de imágenes de infrarrojos. La misión de exploración durará hasta octubre. En ese momento, el refrigerante necesario para enfriar sus instrumentos se agotará. Sin embargo, el equipo predice que la nave todavía estará operativa durante 3 meses adicionales después de la misión primaria de 10 meses.

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jueves, 18 de febrero de 2010

Encontradas estrellas tempranas en las galaxias enanas


La galaxia enana Fornax es una de las vecinas de la Vía Láctea. Los modelos actuales sostienen que nuestra galaxia se formó a partir de la fusión de pequeñas galaxias en los primeros tiempos del Universo. Un equipo de astrónomos ha encontrado estrellas antiguas pertenecientes a las galaxias enanas originales y que pasaron a formar parte de la Vía Láctea cuando éstas se fusionaron con nuestra galaxia.
Estas estrellas viejas son fundamentales para conocer la composición del Universo primiegenio. Por ello, los astrofísicos llevaban mucho tiempo buscándolas. Ahora, gracias al telescopio VLT han consguido encontrarlas.
Else Starkenburg, autora principal de un artículo que informa de los nuevos hallazgos, comenta que gracias a un nuevo enfoque utilizado ha conseguido encontrar estas estrellas viejas escondidas entre todas las demás.
Se cree que estas estrellas primitivas se formaron poco después del Big Bang, hace 13,7 mil millones de años. Estas estrellas son muy pobres en metales y tienen menos de una milésima de la cantidad de elementos quimicos más pesados que tienen otras etrellas actuales como el Sol. Pertenecen a una de las primeras generaciones de estrellas del Universo cercano, por ello su existencia hoy en día es excepcional.
En la siguiente imagen podéis ver una fotografía de la galaxia enana del Escultor, una de las más cercanas a la Vía Láctea.

Los cosmólogos creen que las grandes galaxias como la Vía Láctea, se han formado a partir de la fusión de galaxias más pequeñas. Por ello se piensa que la población de estrellas pobres en metales existentes en nuestra galaxia porceden de los procesos de fusión ocurridos en el pasado.
Las abundancias de elementos se miden a partir de los espectros, que proporcionan las huellas químicas de las estrellas. El equipo utilizó el Very Large Telescope del ESO para medir los espectros de más de 2000 estrellas individuales gigantes en cuatro de nuestros vecinos galácticos, en las galaxias enanas de Fornax, Escultor, Sextante y Carina. Dado que las galaxias enanas se encuentran de media a unos 300.000 años luz de distancia - que es aproximadamente tres veces el tamaño de nuestra Vía Láctea - sólo los rasgos fuertes del espectro pueden ser medidos. El equipo encontró que ninguna de las estrellas analizadas se parecía a las estrellas viejas localizadas en nuestra galaxia. Analizando el método los científicos se dieron cuenta de que sólo sutiles diferencias permitían distinguir la huella química de una estrella rica en metales y de una estrella pobre en ellos. Por ello, este método de identificación no ha tenido éxito.
Entonces, los científicos encargados del proyecto utilizaron otro método que permite medir estas diferencias mucho más detalladamente, pero con el problema de que se requiere mucho tiempo para ello. Por eso, sólo han podido estudiar unas pocas estrellas. Aún así, han podido descubrir, que el espectro de alguno de los astros análizados es muy prístino en la presencia de metales. Extrapolando estos datos, los astrofísicos han llegado a la conclusión de que la mayoría de las estrellas viejas pobres en metales se encuentran fuera de la Vía Láctea. Los astros analizados tienen una cantidad relativa de metales de entre 1 / 3000 y 1 / 10 000 de lo observado en nuestro Sol.

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miércoles, 17 de febrero de 2010

El meteorito Murchison revela compuestos orgánicos desconocidos

 Un nuevo análisis del meteorito Murchison que se estrelló en Australia hace 40 años muestra numerosos compuestos orgánicos no identificados previamente. Los investigadores estiman la edad del meteorito en 4,65 mil millones de años, e incluso algunos aventuran que su edad es superior a la de nuestra estrella. En lo  que los científicos están de acuerdo es que este meteorito evidencia que en el Sistema Solar primitivo había una mayor diversidad molecular que la que hay hoy en día, por lo que su estudio y análisis puede darnos pistas sobre el origen de la vida en la Tierra.
 Philippe Schmitt-Kopplin, del Instituto de Química Ecológica de Neuherberg, en Alemania, y sus colegas, examinaron el meteorito rico en carbono con  espectroscopía de alta resolución estructural y encontraron señales que representan a más de 14.000 composiciones elementales diferentes, incluyendo 70 aminoácidos en una muestra del meteorito . Schmitt-Kopplin dijo que, dada la forma en la que las moléculas orgánicas con la misma composición se pueden organizar en el espacio, el meteorito debe contener varios millones de  productos químicos orgánicos diferentes.
El meteorito Murchison cayó cerca de una ciudad del mismo nombre en 1969.  Vario testigos vieron una bola de fuego brillante que se dividió en tres fragmentos antes de desaparecer, dejando una nube de humo. Alrededor de 30 segundos después, se escuchó un temblor. Muchos pedazos fueron encontrados en un área mayor de 13 km cuadrados, con masas individuales de hasta 7 kg. La masa total del material recuperado excede de 100 kilógramos.
Sus primeros análisis ya revelaban la presencia de una mezcla compleja de sustancias químicas orgánicas grandes y pequeñas.
La lluvia de meteoros, probablemente pasó a través de la nube primordial del Sistema Solar primitivo, recogiendo los productos químicos orgánicos. Los autores del trabajo sugieren que el seguimiento de la secuencia de moléculas orgánicas en el meteorito les permitirá crear una línea de tiempo para la formación y la alteración de las moléculas dentro de él.
Los resultados del estudio de meteoritos se publican en las Actas de la Academia Nacional de Ciencias.

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Primeras fotografías de Mimas

El sábado, Cassini voló a unos 9.500 kilómetros de Mimas, la más interna de las lunas medianas heladas de Saturno. En la siguiente imagen podéis ver una fotografía que tomó la sonda mientras se alejaba del satélite tras el sobrevuelo, cuando distaba a 71.500 kilómetros de la luna. Esta imagen fue montada por Adam Hurcewicz a partir de la composición de diversas instantáneas tomadas en falso color. Para obtener cada imagen particular se utilizaron diferentes filtros para captar la luz infraroja y ultravioleta para que en el resultado final se destacara la interesante mancha de color azulado que hay en el hemisferio principal, centrada en el cráter gigante Herschel.


La alineación de los cuadros de color no es perfecta, porque cuando la Cassini está tan cerca de la órbita de Saturno, como es el caso de la órbita de Mimas, la sonda se mueve muy rápidamente, lo que provoca ciertas irregularidades en la imagen. El fondo no es totalmente oscuro, porque Mimas se encontraba frente a Saturno, quien refleja la luz solar, en el momento en que se tomaron estas fotografías.
Este el mejor encuentro que ha tenido hasta la fecha la sonda Cassini con el satélite Mimas. El científico Paul Schenk ha explicado en su blog las razones por las que se ha tardado tanto en realizar esta aproximación. El motivo es que Mimas orbita cerca del borde exterior del sistema de anillos de Saturno. La distancia orbital media de éstos es de 186.000 kilómetros, mientras que los anillos F y G se encuentran a 140.000 y 170.000 kilómetros, respectivamente. Luego, con el fin de que la sonda pueda fotografiar a Mimas de cerca, se tiene que acercar mucho a la órbita de Saturno.
Durante gran parte de la misión, la Cassini no se ha aventurado a acercarse tanto al planeta. Esta es la  vez en la que más se ha aproximado a él, exceptuando una ocasión en la que pasó entre los anillos F y G. Es cierto que en alguna otra misión la sonda se ha encontrado a 160.000 kilómetros del planeta , pero no para realizar ningún sobrevuelo a ningún satélite. El gran problema que surge cuando la sonda se acerca tanto es que gasta mucho combustible, por lo que en los planes de sobrevuelo se trata de evitar estos acercamiento lo máximo posible. Aún así, los científicos han querido hacer una excepción con esta luna, cuyo estudio aportará muchos conocimientos nuevos sobre el origen y la evolución de Saturno y sus satélites. Por ejemplo, se quiere averiguar por qué la superficie tan maltratada por los impactos de Mimas ha aceptado pasivamente tal potencia de golpes, y por qué esta luna, a diferencia de otra como Encélado, no posee una actividad geológica interna significativa.
Paul Schenk opina que conocer el origen del gran cráter de impacto Herschel es fundamental para conocer el origen del Sistema Solar. Herschel posee unos 130-140 kilómetros de largo y 11-12 kilómetros de profundidad, siendo uno de los más profundos del Sistema Solar. También se estima que es relativamente joven y que su estudio además proporcionará la oportunidad de estudiar cómo se formaron los cráteres en los mundos de hielo, y lo que podrían decirnos sobre el interior de las lunas. Al analizar las imágenes de las Voyager, se pudieron apreciar en la superficie de Mimas una serie de surcos lineales. Se desconoce si su origen se debe al impacto que creó el cráter Herschel, o si estas fracturas corresponden al proceso de enfriamiento y expansión que sufrió el satélite en una edad temprana. De todos modos, se sabe que el impacto que produjo en cráter Herschel, pudo haber acabado con la luna hecha añicos.
El diámetro de Mimas es de 400 kilómetros de ancho. Mirando las fotografías se puede apreciar que el satélite no es esférico. Su eje polar es un 10% más corto que los ejes acuatoriales. Además, a lo largo del ecuador se ha observado un material azulado que parece cubrir una superficie llena de cráteres. Una característica similar se ha encontrado también en el satélite Tetis. Los científicos están estudiando las imágenes correspondientes a esta coloración y esperan poder darle una explicación en pocas semanas.
A continuación tenéis un mosaico con alguna de las imágenes tomadas por Cassini. Estas imágenes fueron tomadas el pasado 13 de febrero cuando la sonda se acercó a una distancia de 9.500 kilómetros de la luna. Las fotografías de la parte inferior central se tomaron a 15.000 kilómetros. Cassini se acercó desde el lado de la noche para así visualizar mejor el hemisferio de avance iluminado y coronado por el gigantesto cráter Herschel.


En la sigiuente fotografía se aprecia con más detalle el cárter Herschel. Llama la atención la relativa ausencia de cráteres en Herschel y en el material radial eyectado por el impacto. Luego, esta falta de impactos significa que este cráter es relativamente joven. La inmensa mayoría de los cráteres gigantes del Sistema Solar son muy viejos, por lo que Herschel nos muestra una nueva ventana para averiguar lo qué ocurre cuando un cuerpo de tamaño notable impacta contra una luna helada.


Otra caracterísitica destacable de la imagen anterior es la presencia de una franja oscura a lo largo de la pared sur de Herschel. Aquí la tenéis con más detalle.


Esta banda no evidencia la estratificación interna de Mimas, ya que no sigue la topografía de la manera que lo haría si se tratara de una capa de corte horizontal en el cráter de impacto. Tal vez se trate de una zona en la que se produjo la fusión de los elementos tras el impacto que generó el cráter Herschel, pero los científicos aún no están seguros de su origen.
Por último os ofrezco dos fotografías más tomadas del cráter Herschel. La primera a 35.000 kilómetros de Mimas y la segunda a 16.000 kilómetros de la luna.




Si queréis estar informados al día de la misión Cassini, podéis consultar la web de la NASA dedicada al planeta Saturno, o bien el blog de la Sociedad Planetaria.

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martes, 16 de febrero de 2010

Agujeros negros de giro retrógrado



¿Por qué algunos agujeros negros supermasivos pertenecientes a los núcleos activos de galaxias emiten chorros que pueden vaporizar sistemas solares enteros, mientras que otros no emiten jets tan energéticos?
El doctor Dan Evans, investigador postdoctoral en el MIT cree haber encontrado la causa. Según este investigador esta diferencia es debida a que algunos agujeros negros giran hacia atrás con respecto a su disco de acreción.
Durante dos años, Evans ha estado comparando varias docenas de agujeros negros pertenecientes a los núcleos de diferentes galaxias con sus emisiones energéticas. En su estudio, por lo tanto, ha tenido en cuenta no sólo los agujero negros con o sin jets, sino que ha estudiado también sus discos de acrección y las acumulaciones de gas y polvo que rodean a sus respectivos horizontes de sucesos.
Al examinar la luz reflejada en el disco de acreción de un agujero negro , concluyó que los jets se pueden formar en las afueras del agujero negro que tienen un giro retrógrado, o que giran en sentido contrario a su disco de acreción. Aunque Evans lleva cinco años sospechando de la existencia de este giro retrógrado, no ha podido demostrar su teoría hasta obtener las evidencias observacionales proporcionadas por el observatorio japonés Sukazu.



Con estos datos, Evans y sus colegas del Centro Harvard-Smithsoniano para la Astrofísica,la Universidad de Yale, la Universidad de Keele y la Universidad de Hertfordshire en el Reino Unido, analizaron los espectros de los núcleos galácticos activos con un par de jets situados a unos 800 millones de años luz en una galaxia activa llamada 3C 33.
Los astrofísicos pueden ver las firmas de emisión de rayos X de las regiones interiores del disco de acreción, que se encuentran cerca del borde de un agujero negro, como resultado de la existencia de un anillo o corona caliente que se encuentra sobre el disco y que emite la luz (radiación electromagnética) que puede ser detectada por un observatorio como Suzaku. Además de la luz directa, una fracción de la luz pasa por debajo de la corona en el disco de acreción del agujero negro y es reflejada por la superficie del disco, lo que resulta en un patrón de firma espectral llamada joroba de reflexión Compton, también detectable por Suzaku.
Pero el equipo de Evans no pudo localizar la joroba perteneciente a la reflexión Compton en la emisión de rayos X de 3C 33, y sólo pudieron contemplar el espectro directo de rayos X. Para los científicos este dato proporciona una evidencia crucial de que el disco de acreción de un agujero negro con jet se ha truncado, es decir, que falta la parte interior del disco, por lo que no se puede reflejar la luz de la corona. Según modelos informáticos, esta ausencia del disco puede deberse al giro retrógrado del agujero negro, que empuja hacia afuera de la órbita, la porción más interna del material de acreción como consecuencia de efectos relativistas.
Esta ausencia crea una brecha entre el disco y el centro del agujero negro que conduce a la acumulación de los campos magnéticos que proveen la fuerza de un chorro de combustible.
Diversos modelos informáticos avalan la evidencia de que tras la fusión de dos galaxias y sus respectivos agujeros negros centrales, el agujero negro resultante puede poseer un giro retrógrado.

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Cassini fotografía a Calypso durante su viaje hacia Mimas

El 13 de febrero, Cassini realizó un sobrevuelo cercano al satélite Mimas, tal y como estaba previsto en el calendario de la misión. Aunque las imágenes de este sobrevuelo aún no se han hecho públicas, si se pueden adelantar otras fotografías tomadas por la sonda durante su viaje hacia Mimas.
En el camino hacia el satélite, Cassini pasó bastante cerca de otra de las lunas de Saturno, Calypso. Las dimensiones de este satélite son muy reducidas contando con tan sólo 34 x 22 x 22 kilómetros de diámetro. La siguiente imagen de Calypso fue tomada el pasado 13 de febrero cuando la Cassini distaba a 22.000 kilómetros de la luna. La fotografía final es la composición de un conjunto de imágenes superpuestas tomadas con diferentes filtros rojos, verdes, y azules.

Como Telesto, Helene, y Pollux(o Polydeuces), Calypso ocupa un punto de equilibrio en uno de los puntos de Lagranje de una luna más grande. En la siguiente imagen podéis ver una explicación gráfica de lo que es un punto de Lagranje.

Si se tienen dos cuerpos grandes en órbita circular alrededor de su centro de masa común, hay cinco posiciones en el espacio donde un tercer cuerpo, de masa relativamente insignificante, puede estar situado, y además mantendrá su posición con respecto a los dos cuerpos masivos. Como se ve en un marco de referencia que gira con el mismo período que la cooperación de los dos cuerpos en órbita, el campo gravitatorio de dos cuerpos grandes combinado con la fuerza centrífuga se compensa en los puntos de Lagranje, permitiendo al tercer cuerpo permanecer estacionario con respecto a los dos primeros cuerpos.
Calypso orbita en el punto de Lagranje L5 de Tetis alrededor de Saturno. Teleslo lo hace el el punto L4 del mismo satélite,mientras que Pollux y Helene orbitan sobre los puntos de Lagranje pertenecientes al satélite Dione. Estos satélites que cumplen esta característica poseen un rasgo en común: sus superficies son todas heladas y suaves. Telesto y Helene poseen un tamaño similar a Calypso. Pollux fue descubierto por la Cassini y aún no se sabe mucho sobre su superficie.
La siguiente fotografía pertenece al hemisferio de avance de Telesto y fue tomada el 27 de agosto de 2009. Telesto es una pequeña luna cuyas dimensiones son 34 x 28 x 36 kilómetros de diámetro, y ocupa un punto de Lagranje por delante de Tetis en su órbita alrededor de Saturno. La imagen está elaborada a partir de la combinación de un conjunto de fotografías tomadas en bruto.


La siguiente fotografía pertenece al satélite Helene, y fue tomada por la Cassini cuando pasó a 36.000 kilómetros de la luna, el 20 de julio de 2007. Helene coorbita junto con Dione y es un pequeño cuerpo irregular de 36 x 32 x 30 kilómetros de tamaño. La imagen ha sido ampliada por un factor de dos.


La superficie de estos cuerpos suele ser suave porque tienden a acumular polvo que suaviza las posibles irregularidades. Los puntos de Lagranje de un planeta son los lugares donde se tiende a reunir el material que orbita a velocidades relativas muy bajas. En el caso de Saturno, los desechos que se acumulan son pequeños trozos de hielo polvoriento. Así que podemos imaginar a estas pequeñas lunas como unas enormes bolas de nieve esponjosas.
En la fotografía de Calypso se pueden apreciar cerca del terminador unas estructuras a modo de fallas o pequeños surcos. Estas formaciones son características de los cuerpos de pequeño tamaño del Sistema Solar. Dependiendo del lugar donde se encuentran son varias las razones por las que se pueden crear estos surcos. Dada la poca gravedad de estos cuerpos pueden deberse a evidencias del flujo de material que hubo en un pasado lejano, así como de restos de avalanchas de hielo. Pero estos datos son hipótesis que todavía no han sido estudiados con más profundidad.
Esperemos que pronto se hagan públicas las imágenes de Mimas.

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lunes, 15 de febrero de 2010

Google Mars

Google Mars se incorpora a Google Earth utilizando el mismo motor, lo que permite contemplar Marte en 3D alrededor del espacio como si fuera el globo terráqueo. También se puede encontrar información sobre las sondas que operan en el planeta rojo e indagar sobre las imágenes de alta resolución obtenidas por sus instrumentos. Imágenes tomadas por el HIRISE, CTP, MC, HRSC y CRISM han sido archivadas en los servidores públicos. Algunos lugares como el cráter Pollack pueden observarse detalladamente mediante un zoom.
Otra de las funciones de Google Mars es poder seguir los pasos del róver Opportunity hacia el cráter Endeavour.
Esperemos que con el tiempo, Google se anime a crear su versión de los diferentes cuerpos del Sistema Solar: Google Venus, Google Encélado,...


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Fermi estudia los rayos cósmicos

Nuevas imágenes del telescopio espacial de rayos gamma Fermi, están ayudando a los astrónomos a dar un paso más en el camino de descubrir las fuentes de partículas energéticas del Universo, es decir, descubrir el origen de los rayos cósmicos.
Estas emisiones de rayos gamma espaciales, viajan a velocidades cercanas a la de la luz y son desviadas en su viaje por lo campos magnéticos con los que se encuentran, lo que dificulta interpretar su origen.
La compresión del origen de los rayos cósmicos es una de las misiones de Fermi. Se sabe que cuando interactúan con el gas interestelar y chocan con él producen fuertes emisiones de rayos gamma. El telescopio espacial está estudiando ahora el remanente de una supernova, uno de los fenómenos que son los mejores candidatos para la producción de este tipo de emisiones. Los datos obtenidos por Fermi muestran regiones que emiten una radiación mil millones de veces más energética que la luz visible, que cuenta con una energía de entre dos y tres electrón-voltios.
"Fermi nos permite comparar las emisiones de los restos de diferentes edades y en diferentes ambientes", dice Stefan Funkof, del Instituto Kavli para Astrofísica de Partículas y Cosmología (KIPAC), conjuntamente situado en el SLAC National Accelerator Laboratory y la Universidad de Stanford, fue quien presentó los resultados en la reunión del American Physical Society en Washington, DC.
En la siguiente imagen se puede ver una emisión de rayos gamma en magenta perteneciente al remanente de la supernova W44. Sus características se pueden apreciar perfectamente al combinarlas con otras longitudes de onda como los rayos X en azul, y los infrarrojos, en rojo, obtenidas las imágenes en esta banda del espectro por el Spitzer.


El Telescopio de Gran Área (LAT) asigna mil millones de electrón-voltio (GeV) a los rayos gamma de los remanentes de supernovas que nunca antes habían sido resueltos en estas energías. Cada uno de los restos estudiados, W51C, W44 y IC 443, constituyen el depósito de desechos en expansión de una estrella masiva que estalló hace entre 4.000 y 30.000 años atrás. LAT también confirmó la existencia de rayos gamma que emanan del remanente de la joven Cassiopeia A (Cas A).
Los datos de Fermi apuntan a que los remanentes más antiguos son muy brillantes en rayos gamma, pero relativamente débiles en altas energías, mientras que los restos más jóvenes muestran un comportamiento diferente.
En la siguiente imagen se puede apreciar el remanente de la supernova Cas A. Los datos en magenta pertenecen a los rayos gamma detectados por Fermi. Los rayos X, en azul y verde, se deben al Chandra, la luz visible de color amarillo ha sido capturada por el Hubble. Además del color rojo de los infrarrojos del Spitzer, completamos la imagen con el color naranja de las ondas de radio fotografiadas por el VLT.


Los restos de supernovas jóvenes parecen poseer campos magnéticos más fuertes y rayos cósmicos de más alta energía, lo que sugiere que estos campos más fuertes son capaces de mantener las partículas de mayor energía el tiempo suficiente tras la onda de choque para ser observadas.
En los nuevos datos de Fermi, los rayos gamma de alta energía proceden de lugares donde se sabe que los restos están interactuando con las nubes de gas densas más frías.
"Creemos que los protones acelerados del remanente chocan con los átomos del gas, provocando la emisión de rayos gamma", dice Stefan Funkof. Una explicación alternativa es que el rápido movimiento de electrones emite rayos gamma a medida que pasan volando a través de los núcleos de los átomos libres de gas. "Por ahora, no podemos distinguir entre estas posibilidades, pero esperamos que las observaciones adicionales con Fermi nos ayudarán a hacerlo."
De cualquier manera, estas observaciones validan la idea de que los remanentes de supernovas actúan como aceleradores de partículas cósmicas.

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domingo, 14 de febrero de 2010

El Spirit se prepara para el invierno marciano

El equipo de la NASA encargado del Spirit, va a preparar al rover para su estacionamiento durante el invierno marciano del hemisferio sur. En estos preparativos adicionales, los científicos no tienen previsto continuar programando el movimiento de las ruedas del róver. Se espera poder retomar esta actividad en la próxima primavera de Marte. Así el Spirit permanecerá inmóvil en su ubicación actual, en la orilla occidental de una meseta baja llamada Home Plate.
El pasado 8 de febrero se intentó por última vez cambiar los ángulos del sistema de suspensión del róver sin éxito, ya que no produjo la esperada mejora en la inclinación general de una serie de paneles solares para la captura del Sol en invierno. El 15 de enero se trasladó al Spirit 34 centímetros al sur-sureste. Sin embargo un viraje en sentido contrario del róver en las unidades impedidas, redujeron su inclinación hacia el sur.
El Spirit pasará el próximo invierno inclinado 9 grados hacia el sur, un dato poco favorable para que los paneles solares reciban los rayos del Sol en el cielo del norte. Por ello, los ingenieros anticipan que el róver estará fuera de comunicación durante varios meses.
Spirit podría entrar en un modo de baja potencia de hibernación dentro de un par de semanas. Los científicos comprobarán periódicamente sus reservas de energía, hasta que tenga la suficiente para volver a despertar.
Esta semana, los ingenieros del róver, programarán los horarios de comunicación con la Spirit, tanto con la Tierra como con la Mars Odyssey. Las demás preparaciones para el invierno incluyen poner el brazo robótico en una posición para los estudios de la composición de la atmósfera.
Spirit lleva seis años en Marte realizando una misión en un principio programada para tres meses. Su gemelo, Opportunity, está explorando un área al otro lado del planeta y más cerca del ecuador, donde el vehículo no necesita prepararse para el invierno.

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20º aniversario de las imágenes finales de las Voyager

Hace veinte años, el 14 de febrero de 1990, la nave Voyager 1 de la NASA había zarpado más allá del planeta más exterior de nuestro Sistema Solar y volvió su cámara hacia el interior para tomar una serie de imágenes finales, que serían su despedida de San Valentín.
Mercurio estaba demasiado cerca del Sol para ser visto, Marte mostró sólo una pequeña franja de luz solar, y Plutón era demasiado débil, pero la Voyager fue capaz de capturar a Neptuno, Urano, Saturno, Júpiter, Venus y la Tierra desde su punto de vista único. Estas imágenes dispuestas en un mosaico de gran escala, constituyen el retrato de familia de nuestros planetas dispuestas alrededor del Sol.
Las misiones Apolo, en la década de 1960 y 1970, ya habían alterado nuestro punto de vista de la Tierra mediante la devolución de imágenes de nuestro planeta desde la Luna, pero Voyager fue proporcionando una perspectiva completamente nueva, dijo Ed Stone, científico del proyecto Voyager del Instituto de Tecnología de California.
"Se capturó la Tierra como un punto de luz en la inmensidad del Sistema Solar, que es nuestro vecindario local en la Vía Láctea, en un Universo lleno de galaxias", dijo Stone.

Tras su lanzamiento en 1977, las naves Voyager enviaron imágenes de los planetas gigantes gaseosos, Júpiter, Saturno, Urano, y Neptuno. La Voyager 1 tardó más de 12 años en llegar a lugar desde donde tomó el retrato de los seis planetas, tras recorrer 6 mil millones de kilómetros. El equipo de científicos que tomó estas fotografías estaban preocupados por si la luz del Sol pudiera ser capaz de velar las imágenes.
Candy Hansen, científico planetario del Jet Propulsion Laboratory en Pasadena, y que trabajó con el equipo de imágenes de la Voyager, nos recuerda el análisis que realizaron de las fotografías en busca de la Tierra. "Me llamó la atención la Tierra, como la vi brillar en un rayo de Sol", dijo. "También me hizo pensar sobre lo vulnerable que es nuestro pequeño planeta". Esta era la imagen que inspiró a Carl Sagan, para llamar a nuestro planeta "un punto azul pálido".
Después de tomar estas fotografías, los administradores de la misión comezaron a apagar las cámaras. La nave espacial ya no iba a volar cerca de ningún objeto así que la programaron para realizar su viaje a través del espacio interestelar.
Las Voyager siguen transmitiendo datos todavía a la Tierra hoy en día. La Voyager 1 está situada ahora a casi 17 mil millones de kilómetros de distancia del Sol. La sonda se dirige hacia su próxima misión de estudio intrestelar. Se está acercando al límite de la burbuja creada por el Sol que envuelve a todos los planetas. Los científicos esperan con impaciencia el momento en que la Voyager deje esa burbuja y entre en el espacio interestelar.
"Estamos maravillados por la inmensidad del espacio en la que se tomó este retrato, pero 20 años después, todavía estamos dentro de la burbuja", dijo Stone. "Voyager 1 podrá salir de la burbuja de energía solar en cinco años más, pero el retrato de familia da una idea de la magnitud de nuestro vecindario".
Las Voyagers fueron construidas por el JPL, que continúa operando ambas naves. Caltech dirige el JPL para la NASA.

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sábado, 13 de febrero de 2010

Cassini estudiará Mimas

El 13 de febrero de 2010, la nave espacial Cassini de la NASA hará un examen cercano de Mimas, una luna con forma de globo ocular de Saturno, que también ha sido comparada con la Estrella de la Muerte de "Star Wars". La nave obtendrá imágenes de alta resolución de la superficie maltratada de este satélite.
Mimas tiene la marca de un violento impacto, de 140 kilómetros de ancho, muy grande teniendo en cuenta que el diámetro del satélite es de 396 kilómetros. Los científicos esperan que este encuentro de la Cassini con Mimas aclare por qué la luna no voló en pedazos tras el impacto que dejó este cráter característico, denominado Herschel, en honor el descubridor de este satélite. También se espera averiguar su edad mediante el estudio de los pequeños cráteres que pueblan el interior de Herschel.
Además, el espectrómetro infrarrojo de la Cassini va a trabajar para determinar la firma térmica de la luna, y otros instrumentos estarán haciendo mediciones para obtener más información acerca de la composición de la superficie.
El sobrevuelo de Mimas implica una cantidad significativa de capacidad debido a que la nave pasará por una región de polvo para llegar allí. En su máximo acercamiento, la nave estará volando a unos 9.500 kilómetros por encima de la luna. Cassini comenzará a tomar imágenes y mediciones poco después de su máxima aproximación.
Mimas es una luna interior de Saturno de 396 kilómetros de diámetro. Las paredes del cráter Herschel se encuentran a 5 kilómetros de altura, y su profundidad es de unos 10 kilómetros.

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WISE encuentra su primer cometa


WISE ha encontrado su primer cometa. Se espera que este sólo sea el primero de los muchos que los científicos esperan que localice.
Oficialmente llamado "B2 P/2010 (WISE), este cometa es una masa de polvo de hielo de más de dos kilómetros de ancho, y que probablemente se formó al mismo tiempo que nuestro Sistema Solar, es decir, hace unos 4,5 millones de años. Este cometa se instaló en una órbita mucho más cercana al Sol comparándola con su órbita origianl, gracias a las fuerzas gravitatorias de marea generadas por Júpiter. Ahora el cometa está alejándose del Sol y se encuentra a unos 175 millones de kilómetros de la Tierra.
"Los cometas son antiguos depósitos de agua. Son uno de los pocos lugares además de en la Tierra, en el Sistema Solar interior, donde se sabe que existe agua", dijo Amy Mainzer, del Jet Propulsion Laboratory de la NASA, en Pasadena, California. Mainzer es la investigadora principal de Neowise , un proyecto para encontrar y catalogar asteroides y cometas descubiertos por WISE.
"Con WISE, tenemos una poderosa herramienta para encontrar nuevos cometas y aprender más sobre la población en su conjunto. El agua es necesaria para la vida tal y como la conocemos, y los cometas pueden decirnos más acerca de lo mucho que hay en nuestro Sistema Solar".
El telescopio WISE, que fue lanzado a una órbita polar alrededor de la Tierra el 14 de diciembre de 2009, espera descubrir en cualquier lugar desde unos pocos a decenas de nuevos cometas, además de cientos de miles de asteroides. Los cometas son más difíciles de encontrar que los asteroides porque son mucho más raros en el Sistema Solar interior, ya que un gran número de cometas orbitan más lejos, en los tramos de hielo exterior de nuestro Sistema Solar.
Ambos, asteroides y cometas, pueden caer en órbitas que los acercan a la trayectoria de la Tierra alrededor del Sol. La mayoría de estos "objetos cercanos a la Tierra" son los asteroides, pero algunos son cometas. WISE espera encontrar nuevos cometas cerca de la Tierra, y esto nos dará una mejor información de la amenaza que podrían constituir para la Tierra.
"Es muy poco probable que un cometa golpee la Tierra", dijo James Bauer, un científico del JPL que trabaja en el proyecto WISE: "Pero, en la remota posibilidad de que lo haga, podría ser peligroso. Los nuevos descubrimientos de WISE nos darán estadísticas más precisas sobre la probabilidad de tal acontecimiento, y cuán poderoso es el impacto que podría producir ".
El telescopio espacial descubrió el cometa durante su rutina de exploración del cielo el 22 de enero. Un sofisticado software arrancó el cometa fuera de la corriente de imágenes del espacio en busca de objetos que se mueven rápidamente en relación con estrellas de fondo. El descubrimiento del cometa fue respaldado por una combinación de observaciones de astrónomos profesionales y aficionados con telescopios en los Estados Unidos.
Todos los datos obtenidos están catalogados en el Centro de Planetas Menores, en Cambridge. Este es el centro de información mundial para todas las observaciones y las órbitas de los planetas menores y cometas.
B2 P/2010 (WISE) tarda 4,7 años en completar su órbita. Su punto más alejado se encuentra a 4 unidades astronómicas y su punto más lejano a 1,6 U.A., es decir, cerca de la órbita de Marte. Una unidad astronómica es la distancia entre la Tierra y el Sol. El calor del Sol causa que el gas y el polvo se eyecten fuera del cometa, lo que genera una de coma de polvo, o cáscara, y una cola.
Aunque B2 P/2010 (WISE) es un cometa activo, con la misión WISE también se esperan localizar cometas muertos. Estos cuerpos son los que han tenido muchos encuentros cercanos con el Sol, lo que provoca que sus componentes de hielo se hayan erosionado, dejando sólo un resto oscuro, es decir, un núcleo rocoso. No se sabe mucho acerca de estos objetos, porque son difíciles de observar en luz visible. Wise observa en infrarrojos por lo que debe de ser capaz de recoger la luz débil de algunos de estos cometas oscuros, respondiendo así a preguntas sobre cómo y dónde se forman.
"Los cometas muertos pueden ser más oscuro que el carbón", dijo el Mainzer. "Pero en la luz infrarroja, aparecerán a la vista. Una de las preguntas que queremos responder con WISE es cuántos cometas muertos componen la población de objetos cercanos a la Tierra".
La misión pasará los próximos ocho meses explorando el cielo una vez y media. Un primer grupo de datos estarán disponibles al público en la primavera de 2011, y el catálogo final, un año después. Las imágenes seleccionadas y sus resultados se darán a conocer durante la misión.

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Cráter Gale: una enciclopedia del pasado marciano


La Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) ha obtenido una imagen de 152 kilómetros de ancho de cráter Gale, mostrando detalles de los últimos cambios del medio ambiente en el planeta rojo.
Cada capa de roca en cualquier planeta registra las condiciones locales en el medio ambiente, en el momento en el que dichas rocas se encontraban en la superficie. En el cráter Gale, hay cientos de capas expuestas en una longitud de 4 kilómetros, por lo que es una especie de enciclopedia de las condiciones medioambientales de Marte en esa región durante miles de millones de años.
En la imagen se aprecian las capas geológocas expuestas en un montículo en el interior del cráter Gale. El suelo del cráter se encuentra a la izquierda de la imagen.


"Mirando a las capas de abajo a arriba, desde la mayor a la menor, se ve una secuencia de la evolución de las rocas que muestra el resultado de cambios en las condiciones del medio ambiente a través del tiempo", explica Ralph Milliken, del Jet Propulsion Laboratory de la NASA. "Esta secuencia gruesa de rocas parece estar mostrando diferentes etapas de la desecación de Marte".
Miliken y sus colegas informan que los minerales de arcilla, que se forman bajo condiciones muy húmedas, se concentran en las capas de la parte inferior del cráter Gale. Capas superiores, contienen minerales de sulfatos - que a menudo son depositados cuando el agua en el que se disuelven se evapora -, así como las arcillas. Al avanzar más hacia arriba en las capas, la concentración de arcillas poco a poco va disminuyendo, mientras que en la formación más alta no hay evidencia alguna de minerales relacionados con el agua.



Capas de roca en la parte superior del montículo presentan un espesor regular de varios metros, a diferencia del patrón menos regular de las capas en la parte inferior de la formación. Los sulfatos y los minerales de arcilla que se han observado en la parte inferior de la formación no han sido detectadas en la formación superior.
Otras formaciones similares a Gale se han localizado en la superficie marcina, pero este cráter es el único en el que se ha encontrado una serie de capas que contienen pistas geológicas cláramente definidas, desde las rocas más antiguas, a las rocas más jóvenes. Los resultados sugieren que la producción inicial de arcilla fue seguida por las condiciones de producción de sulfatos, y el posterior "secado" del planeta rojo.
"Si pudiera estar allí, usted vería esta formación de sedimentos marcianos establecidos en el pasado, una sección estratigráfica que es más del doble de la altura del Gran Cañón, pero no tan fuerte", dice Bradley Thomson, de la Universidad Johns Hopkins Laboratorio de Física Aplicada.


Las capas de rocas expuestas en la parte inferior del montículo presentan variaciones en el grosor y en el rango entre los tonos claros y oscuros. Este punto de vista de la formación de capas en la parte baja del montículo cubre un área de unos 950 metros de ancho. Observaciones del MRO indican la presencia de sales de sulfato y de minerales de arcilla en las capas de roca.
Los resultados fueron posibles gracias a los datos aportados por los tres instrumentos del MRO. Las imágenes de alta resolución se emplean para crear modelos tridimensionales para así discernir las diferencias de elevación, con un rango de un metro. También se ha obtenido información sobre la química de los minerales dentro del cráter .
"Este trabajo demuestra la sinergia de los instrumentos de la Mars Reconnaissance Orbiter", añadió Thomson. "No tendríamos un cuadro tan completo si nos faltara alguno de los componentes".
El cráter Gale es uno de los cuatro lugares de desembarque finalistas para el rover Mars Science Laboratory, que está programado para su lanzamiento en 2011. Todas las locaciones tienen evidencia de actividad de agua en el pasado, y el nuevo informe demuestra claramente la importancia de evaluar los sitios potenciales de aterrizaje para sus méritos científicos en gran detalle antes de la misión.

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