miércoles, 31 de marzo de 2010

Una supernova ayuda a revelar la cantidad de polvo que se producen en estas explosiones

Una nueva imagen compuesta por datos aportados por el Spitzer y por el Chandra, muestran los polvorientos restos de una estrella colpsada, denominada G54.1 0.3. El telescopio Chandra (en azul), revela en rayos X un viento de alta energía que parte del púlsar ubicado en el centro de la imagen. Y los datos del Spitzer (en verde, rojo y amarillo) nos muestran un escudo de infrarrojos alrededor del púlsar compuesto a partir del gas y el polvo que se condensó de la supernova, y que rodea no sólo al púlsaro, sino también a un grupo de estrellas. Por ello, los científicos creen que la estrella que explotó pertenecía a un grupo de estrellas que ahora se ve envuelto por los restos de la primera.
El Chandra también ha mostrado que el púlsar es una densa estrella de neutrones en rápida rotación, generando con su movimiento un viento de partículas de alta energía, que se expande en el ambiente circundante, calentando e iluminando el material eyectado en la explosión de supernova. Pero el polvo frío también es calentado por el resto de las estrellas del cúmulo. De hecho el polvo más cercano a ellas es el más caliente y se percibe en la imgen con un brillo más amarillo.
El ambiente en el que esta supernova explotó hace posible que los astrónomos puedan observar el polvo condensado de la explosión. Este polvo suele ser demasiado frío para emitir en el infrarrojo, pero gracias a que es calentado por el resto de las estrellas del cúmulo, alcanza la temperatura suficiente como para ser observado. De esta forma podemos llegar a estudiar la interacción de este polvo con las ondas de choque emitidas por la supernovas. Aunque también es cierto, que la acción misma de esta calefacción destruirá las partículas de polvo más pequeñas. En G54.1 0.3, los astrónomos están observando el polvo prístino antes de esa destrucción.
G54.1 0.3 proporciona una oportunidad para que los astrónomos estudien el polvo de una supernova recién formada antes de que sea alterado y destruido por las ondas de choque. La naturaleza y la cantidad de polvo producido en las explosiones de supernovas es un antiguo misterio, y G54.1 0.3 proporciona una pieza importante del rompecabezas.

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El retorno de las manchas solares

Tras una prolongada calma en la actividad solar, el Sol por fin está dando muestras de estar despertando de su letargo. Pero, ¿retornará la actividad solar a los niveles anteriores a la gran clama? Para tratar de responder a esta pregunta, el telescopio SOHO de la ESA, se encarga de observar y medir la actividad solar, proporcionando una información única sobre nuestra estrella.
A mediados de diciembre de 2009, los físicos solares pudieron analizar por primera vez en mucho tiempo un enorme grupo de manchas solares grandes sobre la superficie del Sol. Algunos de estos físicos se preguntaron si aparecería pronto otro grupo similar de manchas grandes, ya que el último mínimo solar fue más profundo y largo de lo esperado. Incluso los científicos más pesimistas ya empezaban a sospechar de un nuevo Mínimo de Maunder.
El Mínimo de Maunder ocurrió entre 1645 y 1715, cuando las manchas solares, las marcas visibles de la actividad solar, estuvieron ausentes de la superficie solar. Los dos últimos años han sido similares, presentando el Sol una supeficie impecable durante más del 70% del tiempo.
Los astrónomos están acostumbrados a ver la actividad solar a través de un ciclo que dura aproximadamente 11 años. Sin embargo, hasta diciembre del año pasado, el Sol parecía renuente a comenzar de nuevo. A mediados de enero, un grupo de manchas solares apareció y, más recientemente, varias grandes áreas activas han estado cruzando la cara del Sol. Sin embargo, es prematuro pensar que el Sol está listo para otro ciclo de la actividad energética.
La fuerza del próximo ciclo solar está determinada por la fuerza del magnetismo en los polos del Sol, y actualmente es muy débil. El campo polar proporciona las semillas magnéticas de las manchas solares del siguiente ciclo al ser ingeridas por el interior del Sol, de alguna manera rejuvenecido y luego regresando a la superficie para aparecer como manchas oscuras.
Así, aunque la actividad ha regresado a la superficie solar,parece ser que no va a ser tan intensa como la de los últimos ciclos. Los registros históricos muestran que en los últimos años, el ciclo solar ha sido inusualmente activo. Así, en lugar de una caída repentina de la actividad, esto es más como un retorno a la normalidad.
El SOHO y otras naves espaciales seguirán estudiando la actividad solar paratratar de descubrir el origen de estos ciclos.

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5ª Edición del Carnaval de la Física


 Tal y como ocurre desde hace cinco meses, coincidiendo con la llegada del final del mes, se ha celebrado la 5ª Edición del Carnaval de la Física en el blog Cienciamanía de Alfonso Cuervo. Si queréis saber cuáles son los artículos presentados, consultad el enlace.

Nuevo estudio en la Tierra busca aclarar misterios de Europa

La única pista que actualmente tenemos sobre la composición del océano de la luna Europa, son los materiales ricos en azufre que se concentran a lo largo de las grietas y las crestas de la superficie de hielo. Se sospecha que estos compuestos de hielo pueden contener material orgánico que emigre hacia arriba desde el mar interior.
El astrobiólogo Damhnait Gleeson, del Jet Propulsion Laboratory de la NASA, explica que la capa de agua líquida de Europa contiene el doble del volumen de agua del total de los océanos terrestres, lo que proporciona un entorno habitable de grandes dimensiones. La composición de este océano nos daría las pistas necesarias para saber si el medio ambiente es habitable y si la vida microbiana puede sobrevivir en él. Y si es así, también habría que estudiar qué vías metabólicas o gradientes geoquímicos utilizarían los microorganismos para obtener energía.
El espectrómetro de la sonda espacial Galileo capturó señales infrarrojas en Europa, una especie de "huella digital espectral". Pero su análisis no ha dado resultados claros sobre la identificación de las sustancias y su combinación específica.
Para ayudar a identificar los compuestos de Europa, Gleeson y sus colaboradores investigaron posibles imitadores aquí en la Tierra. Las combinaciones ricas de azufre en manantiales y glaciares son muy raras en la Tierra, pero los investigadores encontraron una en la isla de Ellesmere, en el Alto Ártico Canadiense, donde brota en el Paso del Fiordo Borup, una mancha amarilla que rodea al glaciar con azufre, yeso y calcita.
En una expedición de dos semanas, los investigadores analizaron muestras procedentes de estas fuentes a temperaturas cercanas a la de la congelación de los espectrómetros.
Los científicos examinaron muestras no sólo en el campo, sino también investigaron cómo estos materiales aparecen en diferentes escalas. Las propiedades espectrales del hielo glacial resultaron ser similares a las de los materiales vistos en Europa.
"Estos resultados representan los primeros datos sobre la detección de minerales de azufre en el hielo en un ambiente terrestre", remarcó Gleeson. "Estos nuevos datos mejoran nuestra capacidad de identificar correctamente estos minerales en otros lugares".
Este estudio en la Tierra puede ayudar a crear nuevas tecnologías aplicables a un futuro para posibles misiones a Europa.

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martes, 30 de marzo de 2010

Galería de figuras cósmicas peculiares. 3ª parte.

En esta tercera parte de la galería, no vamos a terminar con los animales. Los dejaremos para otra ocasión. En esta galería vamos a centrarnos en los "Ojos". Por ello voy a incluir la nebulos Ojo de Gato, aunque tal vez su lugar debería ser entre los animales. Veamos los ojos cósmicos:

La Galaxia del Ojo Negro.

Esta galaxia también recibe el nombre de Galaxia del Ojo de Diablo, NGC 4826 o M 64. Es una galaxia espiral que se encuentra a 17 millones de años luz en la constelación de Coma Berenices. El gas interestelar en la región exterior de M64 gira de forma opuesta al gas y las estrellas de la región interior. Esto produce que en la frontera entre ambas regiones se genere una intensa formación estelar.Se piensa que ésto es debido a la colisión de M64 con una galaxia menor, que ahora ya ha sido totalmente destruida y absorbida por ella y que debió tener lugar hace alrededor de mil millones de años. La zona interior tiene unos 3.000 años luz de diámetro, y la exterior 40.000.




Las Galaxias de los Ojos.

En el corazón de Virgo se puede encontrar un agrupamiento de galaxias conocido como la Cadena de Markarian. En la Cadena de Markarian destacan estas dos galaxias que interaccionan entre sí, NGC 4438 y NGC 4435, también conocidas como Los Ojos.
NGC 4435 es una galaxia lenticular barrada que posee un anillo de polvo alrededor del núcleo. En su región central tiene concentrada una gran cantidad de polvo. Según los datos aportados por el Spitzer, el origen de este polvo puede deberse a su interacción con la galaxia NGC 4438.
NGC 4438 es una galaxia de difícil clasificación. Es una de las galaxias más notables del cúmulo por su aspecto muy distorsionado, que demuestra que está sufriendo o ha sufrido interacciones gravitatorias, y por desconocerse el mecanismo que hace que su región central muestre actividad, y que ha expulsado bucles de gas opuestos el uno al otro.
Algunos científicos consideran que estas galaxias se encentran en un proceso de fusión, pero otros dudan de este proceso debido a que NGC 4435 no muestra signos de sufrir desgarramoientos por las fuerzas de marea.




Nebulosa del Ojo que Parpadea.

NGC 6826 es una nebulosa planetaria situada en la constelación de Cygnus a unos 2.200 años luz de distancia de la Tierra. Es la fase final de una estrella similar al Sol. Esta nebulosa dura unos diez mil años, en comparación a los diez mil millones de años de la vida estelar. Conocida también como NGC 6826, esta nebulosa tiene tiene unas misteriosas FLIERs rojas que se ven a cada lado de la imagen de arriba, tomada por el Telescopio Espacial Hubble. El remanente de la estrella (en el centro de la imagen) produce un viento estelar que empuja al material más antiguo, formando una burbuja caliente en el interior. La estrella es una de las más brillantes en una nebulosa planetaria.




Nebulosa de la Retina.

IC 4406 es una nebulosa planetaria en la constelación de Lupus. También se la conoce como Nebulosa de la Retina, pues su aspecto se ha comparado con la retina del ojo. Su distancia a la Tierra es incierta, estimándose entre 1.900 y 5.000 años luz. Toda evidencia indica que lIC 4406 es posiblemente un cilindro hueco. Su forma rectangular se debe a que, desde nuestro punto de vista, observamos este cilindro desde un lado. Si la pudiesemos ver desde su eje, la IC 4406 seguramente tendría una apariencia semejante a la de la nebulosa del anillo. El gas caliente se escapa a través de los polos del cilidro, mientras que las paredes entre los polos son una mezcla de filamentos de polvo oscuro y gas molecular. La principal estrella responsable de esta escultura interestelar se encuentra en el centro de la nebulosa. En unos pocos millones de años, el único resto visible de la IC 4406 sera una enana blanca cuya luminosidad decrecerá irreversiblemente.




Nebulosa Ojo de Gato.

Una de las más famosas nebulosas planetarias que vemos en el cielo, la Ojo de Gato (NGC 6543) mide más de medio año-luz de longitud y representa la una breve, pero gloriosa fase final en la vida de una estrella de tipo sol. Se estima su distancia en unos 3.000 años luz. Fue descubierta por William Herschel el 15 de febrero de 1786 en la constelación del Dragón, y fue la primera nebulosa planetaria cuyo espectro fue por primera vez investigado por el astrónomo amateur William Huggins en 1864. Los estudios modernos revelan una naturaleza compleja con intrincadas estructuras que podrían estar causadas por material eyectado por una binaria acompañando a la estrella central.




Nebulosa Ojo de Dios.

La Nebulosa de la Hélice, o NGC 7293, y en ocasiones llamada El Ojo de Dios, es una nebulosa planetaria en la constelación de Acuario, a unos 680 años luz de distancia. Es una de las nebulosas planetarias más próximas a la Tierra. La envoltura de dos años luz de diámetro de polvo y gas alrededor de una enana blanca central ha sido largamente considerada un excelente ejemplo de una nebulosa planetaria , representando los estadíos finales en la evolución de una estrella como el Sol. Pero datos de Spitzer muestran que la estrella central de la nebulsa está inmersa en un sorprendentemente brillo infrarrojo. Los modelos sugieren que este brillo es producido por un polvoriento disco de escrombros. Se cree también que los discos se formaron durante dos períodos diferenciados en donde hubo pérdida de masa por parte de la estrella moribunda. Así, mientras el disco interior se formó hace unos 6.600 años, el exterior surgió hace 12.000 años. Además, el disco interior se está expandiendo algo más rápido que el exterior.


Agujeros negros tempranos ganan masa durante las colisiones galácticas


Los gigantescos agujeros negros de los centros de las galaxias crecen principalmente como resultado de las colisiones intergalácticas. Este es el resultado que han presentado un grupo de astrónomos dirigidos por Ezequiel Treister, de la Universidad de Hawai. Cuando las nubes de gas de las galaxias son absorbidas por el agujero central de éstas, lo que provoca una gran emisión de radiación, se genera un objeto que los astrónomos denominan cuásares. Treister comenta que encontraron que los agujeros negros en crecimiento se encontraban originalmente ocultos por grandes cantidades de polvo. Pero que tras 10-100 millones de años, este polvo es expulsado de las vecindades debido a la fuerte presión ejercida por la radiación que emana del agujero negro, dejando de esta forma un cuásar desnudo que es visible en las longitudes de onda ópticas, y que sigue brillanto durante unos 100 millones de años más.
Para realizar este estudio, los astrónomos han utilizado datos obtenidos con el Hubble, el Chandra, y el Spitzer para identificar el mayor número de agujeros negros oscurecidos por el polvo, y que envolvía a los cuásares a distancias muy grandes, de hasta 11 mil millones de años luz, es decir, cuando el Universo se encontraba todavía en una edad muy temprana. Durante muchos años, los científicos pensaros que estos cuásares eran fuentes de radiación muy extrañas,pero ahora se sabe que existen en abundancia.
Dado que la mayoría de las emisiones de estos cuásares oscurecidos es ocultada por el polvo, los astrónomos analizaron las longitudes de onda de los infrarrojos para detectar signos de polvo muy caliente, y en longitudes de rayos X, que son menos afectadas por el oscurecimiento. Los investigadores descubrieron que el número de cuásares oscurecidos en relación con los despejadados fue significativamente mayor en el Universo temprano que en la actualidad.
"Sabíamos que en teoría, las fusiones de las galaxias masivas fueron más frecuentes en el pasado. Estas observaciones encajan muy bien dentro de este escenario," dijo Priyamvada Natarajan de la Universidad de Yale. Además, según David Sanders, este resultado puede extenderse no sólo a las galaxias cercanas, sino a todo el Universo.
Más investigadores analizaron las imágenes de estas galaxias distantes tomadas por el Telescopio Espacial Hubble, utilizando la nueva Wide Field Camera 3 instalada hace 10 meses durante la última misión de servicio. Estas imágenes revelan firmas evidentes de las interacciones y las fusiones entre las galaxias, lo que confirma la hipótesis de este grupo. Finalmente, los autores estimaron que se necesitan unos 100 millones de años para que la radiación del agujero negro eliminen el polvo y gas que le rodean y revelen el cuásar desnudo.
Las fusiones de galaxias son los acontecimientos más importantes que desencadenan los episodios de formación de estrellas y que modifican la morfología de las galaxias. "Este trabajo confirma que las fusiones son también críticas para el crecimiento del agujero negro gigante del núcleo galáctico", dijo Natarajan. Las fusiones son esenciales para la evolución de una galaxia y para que su agujero central gane peso durante la fase oscura, absorviendo el polvo de los alrededores, hasta que la vecindad es limpiada por su propia radiación.

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Extraño gradiente de temperatura en Mimas

Se ha elaborado un nuevo mapa de la superficie de la luna de Saturno, Mimas, gracias a los datos capturados por el espectrómetro de infrarrojos térmico CIRS, de la Cassini. Estas nuevas tomas fueron obtenidas en el sobrevuelo del pasado 13 de febrero. Estos nuevos datos han resultado desconcertantes para los científicos encargados de la misión, tal y como ha confirmado John Spencer, un miembro de este equipo. En el siguiente mapa se ilustra un patrón inesperado y extraño de las temperaturas diurnas de Mimas.
La imagen superior izquierda muestra la distribución esperada de las temperaturas sobre la superficie de la luna. El símbolo del Sol blanco muestra el punto sobre el que se encuentra nuestra estrella. Estos datos han sido tomados en el mediodía de Mimas, cuando el Sol se encontraba casi sobre el ecuador. Tal y como ocurre en la Tierra, se preveía que las temperaturas más altas se produjeran después del mediodía, hacia la tarde. Pero en la imagen superior derecha podemos ver el patrón observado realmente por Cassini, un patrón completamente diferente a lo esperado. Se ha encontrado que  un lado de Mimas, el izquierdo, se encuentra más caliente que el lado dercho de la luna, con una frontera con forma de "V" que separa las dos zonas. La parte caliente tiene una temperatura de unos 92 grados kelvin, mientras que las temperaturas en la zona fría se sitúan cerca de los 77 grados kelvin. En la zona inferior de la imagen podéis ver la comparación del mapa de temperaturas de Mimas con una fotografía tomada en el visible.


CIRS es un sensor de infrarrojos que puede detectar la emisión térmica de la mayoría de las superficies del sistema de Saturno (aunque algunas de las superficies son tan frías que la emisión térmica ocurre a longitudes de onda más largas que CIRS no puede "ver").
La temperatura es una forma de estudiar la superficie superior de una luna helada. Todos estos satélites giran, por lo que tienen días y noches, al igual que la Tierra. Vamos a enumerar alguna de las características extrañas que se han encontrado en la distribución de temperaturas de Mimas.
-La región que se esperaba más cálida es en realidad la más fría.
-Las áreas que se esperaban más frías, son las más cálidas.
-La frontera entre estas dos regiones tiene una frontera muy notable en términos de la física, es decir, el gradiente de temperaturas entre la región fría y cálida es muy fuerte.
-No hay diferencia evidente entre la región CIRS caliente y la región fría en los datos fotográficos visuales.
En un principio puede parecer que el cráter Herschel se encuentra en el centro de la zona fría y que por ello el impacto que lo produjo puede estar relacionado con esta distribución de temperaturas. Pero un segundo análisis de los datos mostró que Herschel no se encontraba en el medio de la zona fría. Segín indica John Spencer, el área fría parece centrada en el hemisferio de avance, es decir que se encuentra a una longitud de 90º. En cambio, Herschel, se desplaza hacia el oeste a una longitud de 120º. Pero con los datos actuales, es difícil calcular dónde está el centro de la zona fría.
En cuanto a los motivos de esta distribución de temperaturas, John Spencer, apunta a que la causa puede deberse a una inercia térmica. La inercia térmica es la propiedad física que mide la rapidez con la que una sustancia se calienta o se enfría. Por ejemplo, el agua líquida y sólida, y una roca, tienen una alta inercia térmica. Sin embargo, el polvo marciano posee una menor inercia térmica.
Los primeros datos de Cassini ya apuntaron a que las lunas de Saturno, en general, tienen una inercia térmica mucho más baja que la del gigante gaseoso.
Pero otros científicos de la NASA creen que este fenómeno se debe no a la inercia térmica, sino a la conductividad térmica. Según esta hipótesis, la parte fría debe esta temperatura a que los materiales de esta superficie no tienen una mayor conductividad térmica, por lo que el Sol absorve la energía en el subsuelo en lugar de calentar la superficie.
Sin embargo, si se trata de la inercia térmica o de la conductividad térmica, no está del todo claro por qué existe este espacio tan grande en el hemisferio de avance de Mimas, donde las propiedades son tan diferentes del resto de la luna.
Para avanzar en las causas de estas diferencias térmicas, los científicos están comparando los mapas de temperaturas con los mapas de colores de las lunas de Saturno. Paul Schenk elaboró unos mapas en los que descubrió unos patrones interesantes. Muchas de las lunas poseían colores rojizos en los hemisferios de cola. Y dos de ellas, Mimas y Tetis,poseían una franja de color azul en el hemisferio de avance. En el caso de Mimas,tal y como se puede ver en la ilustración superior derecha, la región azul tiene forma de lente, y es muy similar a la región de bajas temperaturas en el mapa CIRS.
Los datos utilizados para crear estas imágenes proceden de las medidas tomadas por la Cassini en el infrarrojo, en el verde y con filtros ultravioletas, por lo que cubren una amplia región del espectro electromagnético que el ojo humano no puede ver. En cada mapa, el hemisferio de cola está a la izquierda, el punto anti-Saturno está en el centro, y el hemisferio de avance es el de la derecha.
John Spencer piensa que esta correlación es sugerente, pero no está convencido de la relación entre los colores y los datos térmicos. En cambio, Paul Schenk sí cree que existe una relación. Para tratar de resolver definitivamente este dilema, los científicos han recopilado datos más antiguos de Mimas , y así intentar confirmar o de desmentir esta relación entre color de los mapas de Schenk y la temperatura. Para ello también se está tratando de ver si en un próximo sobrevuelo de la Cassini pueden obtener más datos, del gradiente térmico de Mimas.
Estos nuevos descubrimientos de Cassini confirman una vez más el éxito de la misión.

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Entrevista en "Opinando sobre el mundo"


Edgar Gutiérrez, autor del blog "Opinando sobre el Mundo" me ha hecho una entrevista personal que ha publicado en su blog. Si tenéis curiosidad por leerla, consultad este enlace.
¡Muchas gracias Edgar! ¡Espero que sigas adelante con tu blog!

sábado, 27 de marzo de 2010

Galería de figuras cósmicas peculiares. 2ª parte.

Esta segunda entrega también será dedicada a nuestra fauna cósmica. ¡Y aún hay animales suficientes en el cielo como para completar una tercera entrega! En la primera entrega de esta galería os mostré la Nebulosa de la Mariposa. Pero esta no es la única vez que los astrónomos han creído ver la forma de este bello insecto en el Universo. Aquí tenéis dos mariposas celestes más:



Nebulosa Alas de Mariposa.
 
La Nebulosa M2-9 fue descubierta por Rudolph Minkowski en 1947. Actualmente es una de las nebulosas planetarias con forma bipolar más bonita que se conoce. Aunque para mi gusto, la nebulosa Ojo de Gato, que os mostraré en la siguiente galería, es la nebulosa bipolar más bella que se conoce. En el interior de la nebulosa hay dos estrellas orbitando en torno a un disco de gas que alcanza 10 veces la órbita de Plutón. Las componentes son una estrella gigante y una enana blanca caliente con un período orbital de 120 años. Se piensa que la enana blanca, cuando se encontraba en la secuencia principal, era una estrella no muy distinta del Sol, que tras pasar por la etapa de gigante roja expulsó sus capas externas al espacio, quedando únicamente el remanente estelar. Se cree que la forma de la nebulosa se debe a la combinación de los vientos estelares que emite la pareja de estrellas. Se encuentra a 2.100 años luz de la Tierra en la constelación de Ofiuco.




Cúmulo de la Mariposa.

Este cúmulo es también conocido como M6 y se ncuentra en la constelación de Scorpio, se extiende en una región de 20 años luz y se encuentra a una distancia de 2,000 años luz. M6 se compone principalmente de estrellas jóvenes azules, aunque su estrella más brillante es anaranjada.




Cúmulo del Pato Salvaje.

En la primera entrega de la galería incluí la nebulosa del Pato. Ahora os enseño el Cúmulo del Pato Salvaje. No estaría mal que los astrónomos nos explicaran por qué una de estas aves es salvaje y la otra no. Y de paso que nos cuenten también dónde está la forma de Pato. Pero esto es algo habitual en astronomía. M11, contiene miles de estrellas y está a sólo cinco mil años-luz de distancia. Las estrellas de este cúmulo se formaron todas juntas hace unos 250 millones de años. Se encuentra en la constelación de Scutum.




Nebulosa de la Tarántula.

La Nebulosa de la Tarántula es una región HII que se encuentra en la Gran Nube de Magallanes. Debe su nombre a los filamentos que bordean su centro a modo de patas de tarántula. Con una magnitud aparente de 8,  la Nebulosa de la Tarántula es un objeto extremadamente luminoso, considerando que se encuentra a unos 170.000 años luz de distancia. Su luminosidad es tal, que si se encontrara a la misma distancia de la Tierra que la Nebulosa de Orión, llegaría a producir sombras. Dada la masividad de esta nebulosa, es probable que en un futuro acabe convirtiéndose en un cúmulo globular de baja masa. En el interior de la nebulosa se encuentra el cúmulo estelar R136, extraordinariamente compacto, cuyas estrellas, mediante sus potentes vientos estelares, son las causantes de la forma de la nebulosa.




Galaxias de Los Ratones.

No sólo las nebulosas y los cúmulos de estrellas pueden aparentar diferentes formas. También las galaxias juegan al juego de las figuras. Aquí tenemos eso precisamente, a dos ratones jugando. La imagen corresponde a Los Ratones, que son un par de galaxias en la constelación de Coma Berenices que están en proceso de colisión y fusión. Su denominación es NGC 4676 y se encuentran a unos 300 millones de años-luz. Las largas colas las crea la diferencia relativa entre tirones gravitatorios entre las partes cercanas y lejanas de cada galaxia.




Nebulosa del Cangrejo.

Esta es una de las nebulosas más conocidas. La Nebulosa del Cangrejo es el remanente de una supernova ocurrida en el 1054, conocida también como la supernova china, ya que fueron los astrónomos de este país los que más la estudiaron. Situada a una distancia de aproximadamente 6.300 años luz de la Tierra, en la constelación de Tauro, la nebulosa tiene un diámetro de 10 años luz, y su velocidad de expansión es de 1.500 km/s. El centro de la nebulosa contiene un púlsar, denominado PSR0531+121, que gira sobre sí mismo a 30 revoluciones por segundo, emitiendo también pulsos de radiación que van desde los rayos gamma a las ondas de radio. Los filamentos no son sólo tremendamente complejos, sino que parecen tener menos masa que la expulsada en la supernova original y una velocidad más alta que la esperada de una explosión libre.




Nebulosa de la Medusa.

Esta medusa que bucea por el cielo, se encuentra franqueada por dos estrellas Mu y Eta Geminorum, al pie de un gemelo celeste. Es parte del remanente de supernova IC 443 y alberga en su interior una estrella de neutrones.La nebulosa de emisión Sharpless 249 ocupa el campo superior izquierdo de la imagen. La Nebulosa de la Medusa se encuentra a unos 5 mil años-luz de la Tierra.






viernes, 26 de marzo de 2010

Hubble confirma la aceleración cósmica generada por la energía oscura

El telescopio espacial Hubble ha realizado una encuesta cósmica de la luz de las galaxias distorsionadas y ha confirmado la existencia de una aceleración cósmica misteriosa. Al mismo tiempo ha elaborado el equivalente a un mapa en 3D de una parte del Universo, cuya distribución de masas se muestra en la figura de la izquierda.
Un grupo de astrónomos, liderado por Tim Schrabback, del Observatorio de Leiden, ha llevado a cabo un estudio intensivo de más de 446.000 galaxias dentro de la Encuesta de Evolución Cosmológica (COSMOS). COSMOS es el mayor estudio llevado a cabo con el Hubble, que fotografió 575 vistas de la misma parte del Universo usando su cámara avanzada para sondeos. En total, la encuesta tuvo casi 1000 horas de observaciones.
Además de los datos del Hubble, los investigadores utilizaron las observaciones terrestres para asignar las distancias de una muestra de 194.000 galaxias del total estudiado. "El gran número de galaxias incluidas en este tipo de análisis no tiene precedentes, pero lo más importante es la riqueza de la información que obtenemos acerca de las estructuras invisibles en el Universo a partir de este excepcional conjunto de datos", dice el miembro del equipo Patrick Simon, de la Universidad de Edimburgo.
 Según la teoría, el Universo invisible se compone de la materia oscura y de la energía oscura. No se sabe todavía de qué están compuestas, sin embargo, los astrónomos creen que existen debido a sus efectos sobre el movimiento de los objetos celestes. La materia oscura contribuye menos que la fuerza de gravedad en escalas más pequeñas, mientras que la energía oscura se resiste a la gravedad en las escalas más grandes. En la imagen de la derecha tenemos la comparación de los diferentes modelos elaborados informáticamente.
En el nuevo análisis, los astrónomos han analizado la distribución a gran escala de la materia en el espacio. Esta información está codificada en las formas distorsionadas de las galaxias distantes, un fenómeno denominado "lente gravitacional débil". Los nuevos algoritmos desarrollados por el equipo de investigación han conseguido vislumbrar con mejor detalle la forma distorsionada de las galaxias lejanas.
El meticuloso detalle conseguido en esta investigación ha confirmado que el Universo es acelerado por una componente adicional: la energía oscura.
"La energía oscura afecta a nuestras mediciones por dos razones. En primer lugar, cuando está presente, los cúmulos de galaxias crecen más lentamente. En segundo lugar, cambia la forma en la que el Universo se expande, dando lugar a que las galaxias más distantes generen lentes más eficientes. Nuestro análisis es sensible a ambos efectos ", dice el miembro del equipo, Benjamin Joachimi, de la Universidad de Bonn.
Este estudio está conduciendo a un mapa más claro de esta parte del Universo. "Con la información más precisa sobre las distancias de las galaxias, podemos medir la distribución de la materia entre ellas y nosotros con más precisión," comenta Jan Hartlap, de la Universidad de Bonn. En lai lustración inferior se muestra un mapa de la evolución de la materia en el Universo.


La muestra seleccionada por COSMOS se cree que es representativa de todo el Universo. Los resultados del estudio serán publicados en un próximo número de Astronomy and Astrophysics. Los astrónomos extenderán algún día estas técnicas a zonas más amplias del cielo, formando una imagen más clara de lo que  realmente sucede allí.

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La Luna visita a las Pléyades



El 20 de marzo, en una entrada, anunciaba que la Luna iba a pasar muy ceca de las Pléyades. Hay ya podemos ver fotografías de este fenómeno de aproximación aparente. En observatorio.info publican una maravillosa imagen que os ofrezco aquí.

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Una bola de fuego surcó los cielos de Alabama el viernes pasado

Una brillante bola de fuego surcó los cielos de Alabama la semana pasada. Afortunadamente las cámaras de la NASA pudieron fotografiar este evento.
Los científicos calculan que este bólido fue causado por la reentrada de un meteorito en nuestra atmósfera cuyo tamaño era similar a un balón de fútbol, es decir de unos 20 centímetros de diámetro, y con un peso de 10 kilogramos.
El bólido alcanzó un brillo superior al Luna en fase de cuarto creciente y fue capturado cuando se encontraba a 72,9 kilómetros del suelo. En su caída terminó de quemarse cuando se hallaba a 32 kilómetros de la Tierra, ya que su tamaño no era lo suficientemente grande como para que hubiera sobrevivido un meteorito.
Gracias a que dos cámaras de la NASA pudieron observar el fenómeno, los científicos puedieron comparar la trayectoria con el fin de triangular su camino a través del cielo nocturno. En la siguiente imagen tenéis la trayectoria que siguió el bólido.




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Actualizaciones en el software del róver Opportunity

El róver Opportunity se encuentra en su séptimo año de misión marciana y ha adquirido una nueva capacidad que lo dota de tomar sus propias decisiones sobre si hacer observaciones adicionales de las rocas con las que se topa en su camino.
El software que controla este programa ha sido instalado en el róver este invierno y pretende servir de base para la autonomía de los diferentes rovers que visiten Marte en un futuro.
Ahora, el equipo informático de Opportunity es capaz de examinar las imágenes que el róver toma con su cámara de gran angular y así reconocer las rocas que cumplan determinados criterios, como son la forma redondeada y el color claro. A continuación puede central su cámara panorámica de ángulo estrecho sobre el objetivo elegido y tomar varias imágenes con diferentes filtros de color.
El nuevo sistema se llama Incremento de la Autonomía de la Exploración y de la Recopilación de Ciencias, que responde a las siglas, AEGIS. Sin este sistema, las exploraciones de seguimiento dependerían de que primero se transmitiera un mensaje con las imágenes a la unidad terrestre para comprobar los diferentes objetivos de interés, y así hacer posible su examinación un día más tarde. Debido a las limitaciones de tiempo y volumen de datos, el equipo del róver puede optar con el nuevo software  a estudiar los blancos potenciales incluso antes de saber que estaban ahí, y de descartar, en un tiempo mucho más breve, los objetivos que no son de la máxima prioridad.
Las primeras imágenes tomadas por el vehículo seleccionadas por el nuevo software muestran una roca del tamaño de una pelota de fútbol con diferentes capas de textura. El origen de esta roca parece ser un impacto sobre la superficie marciana y procedería del subsuelo eyectado de Marte a causa de la explosión. Opportunity optó por esta roca entre las 50 que analizó ese día, ya que era la que más se asimilaba a los criterios de interés que se le han programado.
Los ingenieros del JPL llevan años desarrollando un sistema informático que permita la autonomía de los rovers para ganar eficacia en las misiones. Ahora parece que ya lo han conseguido con este avance. A esta actualización también se añaden otras como la elección de la ruta más segura alrededor de los obstáculos con los que se encuentra, y para calcular la distancia entre el brazo robótico y la superficie a examinar. Otro programa instalado fue el que dotaba al róver de la capacidad de seleccionar las fotografías meteorológicas que tomaba así como cuáles debía enviar a la Tierra. La carga de software más recientes avanza un paso más,  ya que ofrece la oportunidad de tomar decisiones propias sobre la adquisición de nuevas observaciones.

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jueves, 25 de marzo de 2010

Galería de figuras cósmicas peculiares. 1ª parte.

Todos estamos acostumbrados a ver todo tipo de bellas figuras en las fotografías astronómicas. Por ello, a la hora de poner nombre a un objeto celeste, muchas veces los astrónomos se inspiran en aquellas formas que parecen poseer las imágenes.  En esta primera galería nos centraremos exclusivamente en mostrar figuras cósmicas de animales. Veamos algunas curiosas.

Nebulosa Cabeza de Caballo.
Es una nebulosa de gas frío que está situada a 1.500 años luz de la Tierra en la constelación de Orión.  Es una nebulosa de absorción que podemos contemplar gracias a que se encuentra delante de otra nebulosa, la IC434. Tiene un tamaño de 3,5 años luz.




Nebulosa de la Mariposa.
NGC 6302 es una nebulosa bipolar situada en la constelación de Scorpio y denominada también nebulosa del Insecto. Dista a 3.400 años luz de la Tierra y su estrella central es uno de los objetos más calientes conocidos, alcanzando una temperatura de más de 200.000 K. El espectro revela carbonatos sin la presencia de agua líquida, estando esta característica sólo presente en esta nebulosa y en NGC 6537.




La Nebulosa de la Araña Roja.
Esta nebulosa se encuentra en la constelación de Sagitario y se estima que su distancia a la Tierra es de unos 4.000 años luz. Esta compleja estrucura parece haberse formado a raíz de los vientos internos que emanan del sistema binario de su interior. Estos vientos estelares han modelado la forma de la nebulosa calentando el gas y el polvo a su paso.




Nebulosa de la Gaviota.
Esta amplia región incluye objetos con otras designaciones de catálogos : destacan NGC 2327, una compacta y polvorienta región de emisión con una estrella masiva inmersa que forma la cabeza del ave (arriba al centro), e IC 2177, que forma el amplio arco de las alas de la gaviota.
Dominado por el resplandor rojizo del hidrógeno atómico, el complejo de gas cósmico y nubes de polvo con brillantes estrellas jóvenes se extiende a lo largo de 250 años luz, a una distancia estimada de 3.800 años luz, en dirección a la estrella Sirio del Can Mayor.




Nebulosa del Águila.
La nebulosa del Águila, conocida también como M16, es un cúmulo globular abierto combinado con una nebulosa difusa de emisión, es decir, que emite luz debido al nacimiento de nuevas estrellas en ella. Se encuentra en la constelación de la Serpiente. Con una magnitud de 6.4, se encuentra a más de 7.000 años luz de la Tierra.




Nebulosa del Pato.
El delgado cuerpo del Pato y sus alas son también conocidas como El Casco de Thor. NGC2359 es una nebulosa difusa situada a unos 9 grados al noreste de Sirio. La nebulosa tiene un tamaño pequeño de unos 10 minutos de arco y una forma atenuada que puede ser detectada por el ojo desnudo a través de telescopios. La nebulosa se compone de dos partes, una gran parte al norte que forma la cabeza del pato y una región al sur que constituye su cuerpo.

Encontrada la luz perdida del 90% de las galaxias


Los astrónomos saben desde hace tiempo que cada vez que estudiaban el Universo distante, una fracción importante de la luz no estaba siendo observada. Ahora, gracias a un estudio con dos de los cuatro telescopios que componen el VLT, los astrónomos han descubierto que una gran parte de las galaxias cuya luz tarda 10 mil millones de años en llegar a nosotros han pasado desapercibidas. Este estudio también ha permitido hallar algunas de las galaxias más tenues que se han encontrado en la primera etapa del Universo.
Los científicos utilizan con asiduidad  en sus observaciones una frecuencia característica del espectro emitida por el hidrógeno conocida como la línea Lyman-alfa, para investigar la cantidad de estrellas que se formaron en el Universo distante. Pero desde hacía tiempo se sospechaba que las galaxias más distantes no podían ser detectadas por este método. Y es precisamente ésto lo que acaba de descubrir la nueva encuesta del VLT. La mayoría de las emisiones Lyman-alfa quedan atrapadas dentro de la propia galaxia que las emite, y por ello no podemos observar el 90% de las galaxias por este método.
Los que los científicos hicieron fue estudiar la misma zona del cielo, primero estudiando la emisión Lyman-alfa, y después analizando la luz emitida a longitudes de onda diferentes, entre ellas la emisión de H-alfa. De esta forma encontraron la luz perdida de las galaxias.

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miércoles, 24 de marzo de 2010

Nebulosa con forma de Dragón

NGC 5189 es una nebulosa planetaria con forma de dragón chino. Esta nebulosa es producto de una estrella moribunda.
Al final de su vida, una estrella con una masa inferior a ocho veces la del Sol eyectará sus capas exteriores a cierta distancia, dando lugar a una nebulosa planetaria. Algunos de estos remanentes estelares son casi redondos, semejantes a las pompas de jabón, pero otros, como NGC 5189 son más complejos.
En particular, esta nebulosa planetaria exhibe un perfil curioso en forma de "S", con una barra central que probablemente sea la proyección de un anillo interior de gas emanado por la estrella,y visto de canto. Los detalles de los procesos físicos que producen esta simetría compleja siguen siendo objeto de controversia. Una teoría indica que la estrella principal se encuentra acompañada por otra estrella compañera invisible. Con el tiempo, debido a los movimientos de precesión de la estrella compañera se generarían estas curvas complejas en los lados opuestos de la estrella visible de la imagen.
Esta imagen es una combinación de exposiciones tomadas a través de diferentes filtros de banda estrecha, cada uno diseñado para capturar sólo la luz procedente de un elemento químico determinado, a saber, hidrógeno, oxígeno y nitrógeno. La fotografía fue tomada en el Observatorio de la Silla, en Chile.

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Lluvia de helio en Júpiter

Investigadores de la Universidad de Berkeley han descubierto que gotas de lluvia de helio podrían precipitar de las nubes de Júpiter. Las condiciones atmosféricas del planeta gigante son muy diferentes a las de la Tierra. Cuando se forman las gotas, a unos 10.000-13.000 kilómetros por debajo de la cubierta superior de las nubes de gas de hidrógeno, la temperatura se eleva a 5.000 grados centígrados, y la presión supera los dos millones de veces la presión de la superficie terrestre. En este entorno, el hidrógeno se ve convertido en un líquido conductor de electricidad, llamado hidrógeno metálico.
La lluvia de hielo comienza con la formación de gotas finas que van ganando en grosor a medida que van cayendo a través de este océano de hidrógeno líquido de la misma manera que caería el aceite entre el agua, es decir, sin mezclarse.
En 1995, cuando la sonda Galileo lanzada por la NASA, llegó a Júpiter, encontró en la atmósfera del planeta todos los elementos ligeramente enriquecidos en comparación con el Sol a excepción del helio y del neón. El neón constituye una parte entre 600 de la masa del Sol, pero en Júpiter sólo constituye una parte de 6000 de esa masa. Como Júpiter se formó a partir de los mismos gases de los que se formó el Sol, debería haber una mayor correspondencia.
En cambio, el Dr. Hugh Wilson propone en un artículo publicado en la edición de esta semana de la revista Physical Review Letters que el neón de Júpiter se disuelve en las gotas de lluvia de helio. El helio y el neón son capaces de caer a mayor profundidad, por lo que pueden asentarse sobre el núcleo de Júpiter, tal y como lo indican unas simulaciones creadas por ordenador. Según esta investigación, el núcleo sólido de roca de Júpiter se encuentra rodeado por capas de de agua, amoníaco y metano.
Es precisamente esta condensación de helio la que explica también por qué la temperatura de Saturno es más elevada de lo que debería ser, debido a la condensación de este elemento.

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martes, 23 de marzo de 2010

Curso de óptica geométrica: 1ºparte

Os presento la primera parte de un curso de óptica geométrica, del que recibiréis una lección cada mes coincidiendo con la celebración del Carnaval de la Física. De hecho, esta entrada se escribe para la quinta Edición del Carnaval, que se recoge en esta ocasión en el blog Cienciamanía de Alfonso Cuervo.
Este curso comienza con una introducción sencilla cuyos conceptos serán de sobra conocidos por muchos lectores, para adentrarse posteriormente en fenómenos como la aberración cromática de los sistemas ópticos. La finalidad de este cursillo es que con unos sencillos pasos, podáis responder preguntas como:
¿Dónde tengo que colocar estas dos lentes para obtener un determinado aumento de este objeto?
¿Qué aumento puedo obtener a partir de un determinado sistema óptico?
¿Qué limitaciones puede tener mi instrumento óptico para la observación?
¿Qué diferencia hay entre un telescopio de lentes y otro de espejos?
En esta primera entrega recordaremos los fenómenos de reflexión y refracción de las ondas planas y repasaremos el postulado del Principio de Fermat sin introducirnos más en él. En las siguientes entregas, hablaremos de la formación de imágenes reales y virtuales en un sistema óptico, la reflexión en una superficie esférica (por ejemplo, el espejo esférico de un telescopio) y nos introduciremos en las matemáticas de los elementos cardinales. Todas las matemáticas que se desarrollan en la óptica geométrica son muy fáciles de resolver, incluso para quienes no tienen conocimientos matemáticos. De todos modos, como siempre, me podéis preguntar sobre aquellas cuestiones que os surjan con la lectura.
Gracias a Alfonso Cuervo por organizar la 5ª Edición del Carnaval de la Física.



1.- Introducción.

La energía electromagnética que emiten los cuerpos cuando se excitan sus átomos o sus grupos de átomos, se llama energía radiante. La óptica geométrica, fundamentalmente, busca determinar las trayectorias de dicha energía radiante a través de distintos medios, o disponer éstos, de modo que la propagación se ajuste a determinadas trayectorias. Es decir, por ejemplo, la primera cuestión sería resolver qué imagen podemos obtener de un determinado objeto observándolo a través de una determinada lente. Y la segunda cuestión hace referencia a qué lente o conjuntos de lentes debo elegir para obtener una determinada imagen de un objeto.
Para resolver estos problemas nos limitaremos a situaciones donde los efectos de la difracción, que tienen lugar debido a la naturaleza ondulatoria de la luz, son despreciables. Esta simplificación equivale a decir que los rayos se propagan rectilíneamente en un medio homogéneo, y su trayectoria se determina aplicando las leyes de la reflexión y de la refracción.

El desarrollo de la óptica geométrica se basa en los conceptos de:

Rayo luminoso: son las líneas de la trayectoria de la energía y del momento de la onda en su propagación.

Índice de refracción: se define como la razón de la velocidad de la luz en el vacío a la que lleva en dicho medio.
n = c / v

La energía radiante se propaga en el vacío a la velocidad de la luz, c. Pero en los medios materiales, varía con la composición de éstos, y viene caracterizada desde un punto de vista óptico por un escalar, n, llamado índice de refracción.


Principio de Fermat: Es el postulado sobre el que se basa la óptica geométrica. El principio establece que si la luz va de un punto A, a otro punto B, por una trayectoria “l”, ésta es tal que, el camino óptico a lo largo de ella es mínimo comparado con otras trayectorias próximas a “l”. Es decir, podemos definirlo como: el camino óptico a lo largo de una trayectoria real de luz es estacionario,que en la imagen correspondería al camino (1).




2.- Reflexión y refracción de ondas planas.

Consideremos una onda plana que se propaga en el medio (1) formando un ángulo α con la normal (recta punteada paralela al eje). Cuando la onda alcanza la superficie AB, que separa el medio (1) del (2), se transmite una onda al medio (2), llamada onda refractada, mientras que otra onda es reflejada en el propio medio (1), denominándose por ello, onda reflejada. Entonces se cumple:

a) Las direcciones de incidencia, refracción y reflexión, se encuentran en el mismo plano, normal a la superficie de separación.
b) El ángulo de incidencia es igual al de reflexión. α = α’
c) El cociente del seno del ángulo de incidencia, entre el seno del ángulo de refracción es constante. 
sen α / sen β = n21 ; Ley de Snell .
Donde n21 es el índice de refracción del medio (2) con respecto al medio (1). Su valor depende de la naturaleza de la onda incidente y de las propiedades de los dos medios. V es la velocidda de la onda en el medio.

● Si n21 >1→ α > β; indica que el rayo refractado está más próximo a la normal que el incidente.

● Si n21 > 1→ α < β; el rayo refractado está más alejado de la normal que el rayo incidente.

● Si n21 < 1, hay un ángulo de incidencia α, para el cual α = n21, entonces se cumple que sen α = 1; y β = π/2, lo que indica que el rayo refractado es paralelo a la superficie. A este ángulo α, se le conoce como ángulo crítico, y se le denomina λ. 


● Si α >; λ, ó sen α > n21, entonces sen β > 1, lo que es imposible. Por lo tanto, cuando n21 >1, y el ángulo de incidencia es mayor que el ángulo crítico, no hay rayo refractado, sólo reflejado, y se produce la reflexión total.


Se demuestra que n21 = n2 / n1 = c / v2 . v1 / c = v1 / v2


lunes, 22 de marzo de 2010

Agujeros negros que no absorben materia oscura

Existe la idea común de que los agujeros negros succionan todo en la vecindad cercana al ejercer una fuerte influencia gravitacional sobre la materia, la energía y el espacio que los rodea. Pero los astrónomos han encontrado que la materia oscura alrededor de los agujeros negro podría tener un destino diferente. De alguna manera la materia oscura se resiste a ser asimilada por el agujero negro.
Alrededor del 23% del Universo está formado por materia oscura, un material invisible que sólo se detecta a través de su influencia gravitatoria en sus alrededores. Se cree que en el Universo temprano, la materia oscura fue la responsable de atraer el gas para que luego se colapsara generando las estrellas. En sus esfuerzos por comprender la formación de las galaxias y su evolución, los astrónomos han pasado una buena cantidad de tiempo tratando de simular la acumulación de materia oscura en estos objetos.
El Dr. Xavier Hernández y el Dr. William Lee, de la Universidad Nacional Autónoma de México (UNAM), han calculado la forma en la que los agujeros negros gigantes encontrados en el centro de las galaxias absorben la materia oscura. Estos agujeros negros tienen una masa de entre millones y milles de millones de veces la masa del Sol.
Los investigadores modelaron la manera en la que la materia oscura es absorbida por el agujero negro y se encontraron con que la velocidad a la que esto ocurre es muy sensible a la cantidad de materia oscura en la vecindad del agujero negro. Si esta concentración es más grandes que una densidad crítica, equivalente a una propagación de 7 soles de materia en cada año luz cúbicos de espacio, la masa del agujero negro crecería tan rápidamente, que pronto toda la galaxia se vería alterada más allá del reconocimiento.
"Durante miles de millones de años desde que se formaron las galaxias, la absorción de la materia oscura en el agujero negro habría alterado a las galaxias", dijo Hernández
Su trabajo sugiere que la densidad de materia oscura en el centro de las galaxias tiende a ser un valor constante. Al comparar sus observaciones con lo que los modelos actuales de la evolución del Universo predicen, Hernández y Lee apuntan a que tal vez se tenga que variar algunos de los supuestos aceptados. La materia oscura no tiene el comportamiento predicho por los científicos en las cercanías de los agujeros negros.

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Alta tasa de formación estelar en una galaxia joven

Se ha descubierto en una galaxia lejana una tasa de formación estelar de 250 soles al año concentradas en cuatro nebulosas que se extienden por cientos de años luz de diámetro. Este descubrimiento refuerza la idea de que en un Universo primitivo la tasa de formación de estrellas era superior a la actual. En la imagen de la izquierda se puede ver en tres etapas la galaxia SMM J2135-0102, en la que se ha contemplado este fenómeno.
Esta galaxia dista de la Tierra 3,7 mil millones de años luz, y su observación ha sido posible gracias a una lente gravitacional, un cúmulo de galaxias que se encuentra ente nosotros y la galaxia en el mismo plano y que consigue aumentar la luz que nos llega de una galaxia lejana. Su luz fue detectada por primera ver en lonitudes de onda de radio por el telescopio APEX (Atacama Pathfinder Experiment) del Observatorio Europeo Austral, en Chile. En la siguiente imagen tenemos una impresión artística de la galaxia en la que se señalan las zonas de gran formación estelar.


"Con las observaciones de seguimiento utilizando el telescopio submilimétrico Array hemos sido capaces de estudiar las nubes, donde se están formando estrellas en la galaxia con una gran precisión", dice el Dr. Mark Swinbank, de la Universidad de Durham. Swinbanck encontró que la tasa de formación de estrellas es mucho mayor en SIMM J2135-0102 que en la actualidad, siendo por ejemplo en la Vía Láctea la tasa de formación de diez soles al año. Las cuatro regiones de formación estelar en SMM J2135-0102 también son mucho mayores que los típicos viveros estelares de nuestra propia galaxia, que colocadas de lado a lado, la Nebulosa de Orión parece 100 veces más débil, y al menos tres veces más pequeños.
Es la segunda vez en seis meses que Swinbank ha anunciado el descubrimiento de una galaxia joven con una tasa muy elevada de formación estelar. Los astrónomos han sospechado durante mucho tiempo que la tasa de formación estelar era mucho mayor en el Universo temprano, y que la formación de las estrellas más masivas alcanzó su nivel máximo hace unos 10-11 millones de años. Los estudios de galaxias como SMM J2135-0102 son cruciales para ayudarnos a entender mejor la formación de estrellas.

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