lunes, 31 de mayo de 2010

Localizadas nubes de gas entre el plano y el halo de la Vía Láctea

Un sorprendente descubrimiento revela la existencia de grandes nubes de hidrógeno gaseoso en abundancia por encima de nuestra galaxia, lo que ha proporcionado a los astrónomos una pista clave sobre el origen de estas nubes, las cuales juegan un papel importante en la evolución galáctica.
"La conclusión es que estas nubes constituyen el gas que ha sido eyectado fuera del plano de la galaxia por las explosiones de supernovas y también por los feroces vientos de las estrellas jóvenes recién nacidas de las zonas de intensa formación estelar", dijo Alyson H. Ford de la Universidad de Michigan. El equipo de investigación está formado por Ford y los colaboradores Felix J. Lockman, del Observatorio Nacional de Radioastronomía (NRAO), y Naomi Mclure-Griffiths, de la Instalación Nacional de Telescopios de Australia.
Estos astrónomos han estudiado las nubes de gas de dos regiones diferentes de la galaxia y han descubierto que se encuentran a una distancia de entre 400 y 15.000 años luz fuera del plano de la galaxia. El plano de la galaxia contiene la mayor parte de las estrellas y las nubes de gas de la Vía Láctea. Este plano, a su vez, está rodeado por un halo de gas que es el que los astrónomos están estudiando ahora.
"Estas nubes se detectaron por primera vez con el telescopio Byrd Green Bank de la Fundación Nacional de Ciencia, y son bastante desconcertantes",dijo Lockman. "Están en una zona de transición entre el disco y el halo y su origen todavía está sin aclarar".
Cuando los astrónomos compararon las observaciones de las dos regiones, vieron que una región contiene 3 veces más nubes de hidrógeno que la otra. Además, las nubes de esa región están, de promedio, al doble de distancia con respecto al plano de la galaxia.
La dramática diferencia, en su opinión, se debe a que la región con más nubes se encuentra cerca de la punta de la barra central de la galaxia, zona donde dicha barra se fusiona con uno de los brazos espirales más importantes de la Vía Láctea.
Esta es un área de intensa formación estelar, con muchas estrellas jóvenes cuyos potentes vientos pueden impulsar el gas fuera de la región. Las estrellas más masivas también estallan como supernovas, explosiones de material hacia el exterior. En la otra región que estudiaron, la actividad de formación estelar es escasa.
"Las características de estas nubes indican que son un componente importante de nuestra galaxia", dijo Lockman. "La comprensión de estas nubes es importante para entender cómo el material se mueve entre el disco de la galaxia y su halo, un proceso crítico en la evolución de las galaxias."
Las nubes se componen de gas de hidrógeno neutro con una masa media de unos 700 soles. Sus tamaños varían mucho, pero la mayoría miden unos 200 años luz de diámetro. Los astrónomos estudiaron alrededor de 650 de estas nubes en dos regiones muy distantes de la galaxia.

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sábado, 29 de mayo de 2010

Enanas marrones nacen tras encuentros cercanos de estrellas

Los encuentros cercanos entre estrellas jóvenes podrían ayudar a formar las enanas marrones que pueblan la Vía Láctea en una especie de juego de billar.
Las enanas marrones son esferas de gas, cuya masa es generalmente decenas de veces la del planeta Júpiter. Pero al igual que las estrellas, las enanas marrones son capaces de fusionar átomos de hidrógeno, aunque son demasiado ligeras para mantener este proceso. En la imagen de la derecha podéis ver la comparación de tamaños entre un planeta tipo Júpiter, una enana marrón, una estrella de baja masa y el Sol.
El origen de estas estrellas fallidas es un misterio. Las enanas marrones podrían formarse como sus primas mayores, mediante el colapso directo de turbulentas nubes de gas, o tal vez su origen sea similar al de los planetas, condensándose a partir del gas presente en los discos que rodean estrellas jóvenes.
Las simulaciones han demostrado que las inestabilidades en el disco de gas alrededor de una estrella joven aislada pueden desencadenar la formación de enanas marrones. Ahora Ingo Thies y Pavel Kroupa, de la Universidad de Bonn, en Alemania, y su equipo, han demostrado que este proceso también puede tener lugar en un escenario más común, en un cúmulo de estrellas recién nacidas.
En las nuevas simulaciones, el equipo descubrió que las estrellas jóvenes al pasar rápidamente y lo suficiente cerca de sus hermanas, pueden desestabilizar los discos de gas que las rodean, lo que causaría que las áreas más densas se colapsasen rápidamente formando cuerpos del tamaño de enanas marrones.
El gas atraído en estos encuentros también podría formar planetas con una amplia gama de inclinaciones orbitales. Esto podría explicar el origen de algunos de los extraños exoplanetas que se han detectado con órbitas inclinadas de manera significativa con respecto al plano ecuatorial de la estrella, explica Thies.
No está claro con qué frecuencia pueden formarse las enanas marrones en este billar cósmico, señala Mark Krumholz de la Universidad de California, en Santa Cruz. "Pero esta es una buena idea, ya que hace algunas predicciones comprobables." Puesto que existe una mayor probabilidad de que estos encuentros cercanos ocurran en densos cúmulos de estrellas, se podría esperar detectar un mayor número de enanas marrones, afirma Krumholz.

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Un planeta cuyo año dura menos que un día terrestre

¿Cuánto de corta puede ser la duración de un año en un planeta? Es decir, ¿cuál es el tiempo mínimo en el que un planeta puede girar alrededor de su estrella?
Esta pregunta se ha planteado tras descubrir que el planeta 55 Cancri e, localizado hace unos años, orbita a su estrella en menos de un día terrestre.
55 Cancri e es una súper-Tierra y orbita a una estrella similar al Sol. Rebeca Dawson y Fabrycky Daniel, del Centro Harvard-Smithsoniano para la Astrofísica en Cambridge, Massachusetts, comentan que algunas lagunas en el registro observacional hicieron pensar en un principio que este planeta tenía un periodo anual de tres días.
Los nuevos análisis revelan que la duración del año en 55 Cancri e es de 17 horas y 41 minutos. Y aunque parezca poco tiempo, en torno a la estrella SWEEPS-10 parece haber otro planeta con un periodo todavía menor, pero este hecho está aún sin confimar.
Si un planeta pudiera orbitar en torno al Sol una distancia equivalente a su radio sin quemarse, tardaría tres horas en completar una vuelta. Así que si un planeta orbita en torno, por ejemplo,de una enana blanca,como puede aproximarse más, podría hacerlo en menos tiempo.



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La desmesurada actividad de la galaxia NGC 1313


Una nueva imagen de la galaxia NGC 1313 tomada por el Observatorio Gemini revela la existencia de gigantescas regiones de formación estelar cuyo origen sigue siendo un misterio.
NGC 1313 es una galaxia espiral barrada situada a 15 millones de años luz de la Tierra en dirección a la constelación del Retículo. Sus 50.000 años luz de extensión son iluminados por burbujas de gas interestelar, ondas de choque y frentes de onda de violentas supernovas, así como de agrupaciones de estrellas supermasivas. Pero no hay explicación para toda esta actividad.
En general cuando se produce un estallido de formación estelar semejante en una galaxia es porque esta ha interactuado con otra galaxia. Pero este no es el caso, ya que NGC 1313 es una galaxia solitaria que viaja a la deriva por el espacio fuera de las agrupaciones de otras galaxias.
Esta actividad tampoco puede ser producida por la barra central, aunque a menudo, estas formaciones son foco de formación estelar en otras galaxias. Más aún, la mayoría de la formación de nuevas estrellas se lleva a cabo en los bordes de los brazos espirales extremadamente torcidos y asimétricos.
Igualmente misteriosa es la súper burbuja de gas observada. Es una cavidad de gas interestelar que se ha desconectado de algunas regiones de formación estelar ubicadas a la derecha de la imagen. El borde de esta burbuja de gas está provocando que se acumule el gas para formar nuevas estrellas.
"Aún se desconoce lo que ha desencadenado la burbuja de gas", dice el Dr. Stuart Ryder del Observatorio Anglo-Australiano. "Se necesitarían miles de supernovas en unos pocos millones de años, o que algo las golpeara expulsándolas fuera del disco".
La imagen del Observatorio Gemini utiliza filtros de banda estrecha para capturar mejor las luz que emite el gas ionizado producido por la intensa formación estelar. El color rojo corresponde al gas de hidrógeno y helio ionizado, y el azul y verde representan zonas donde hay oxígeno. Las regiones de formación estelar son evidentes en las áreas de color rojo.

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Sorprende la poca actividad del agujero negro central supermasivo de Andrómeda

La galaxia de Andrómeda, la galaxia espiral más cercana a nuestra Vía Láctea, tiene un agujero negro supermasivo en el centro de la misma al igual que otras galaxias. Debido a su proximidad a nosotros, Andrómeda, o M31, es un excelente lugar para estudiar cómo los agujeros negros supermasivos ubicados en el centro de las galaxias consumen material para crecer, e interactúan gravitacionalmente con el material circundante.
A lo largo de los últimos diez años, el observatorio de rayos X Chandra ha realizado un seguimiento de cerca del agujero negro supermasivo en el corazón de Andrómeda. Estos datos, a largo plazo, han proporcionado a los astrónomos una imagen muy matizada de cómo ha variado este agujero negro con el tiempo. Zhiyuan Li, del Centro Harvard-Smithsoniano para la Astrofísica (CfA) presentó los resultados de esta observación en la 216a reunión de la Sociedad Astronómica Americana en Miami, Florida.
De 1999 a 2006, el agujero negro central de M31 estuvo relativamente tranquilo y oscuro. En enero de 2006, sin embargo, se iluminó repentinamente más de 100 veces y desde entonces ha permanecido 10 veces más brillantes. Esto sugiere que el agujero negro ha tragado algo masivo, pero los detalles de la explosión de 2006 siguen sin estar claros.
El agujero negro de M31 probablemente se esté alimentando de los vientos estelares de una estrella cercana o del material de una gran nube de gas que está cayendo hacia su interior. La consumición de este material, impulsa la producción de rayos X generando un jet relativista que emana del agujero negro, emisión que Chandra es capaz de detectar.
El agujero negro de M31 es del orden de 10 a 100.000 veces más tenue de lo esperado, dada la gran reserva de gas que lo rodea. Este fenómeno también ocurre en SagA,el agujero negro central de la Vía Láctea, por lo que estas dos galaxias constituyen un laboratorio de estudio de "anti-cuásares".
Es importante estudiar la acreción de material en un agujero negro supermasivo porque la evolución de las galaxias se ve influenciada por este proceso. La interacción gravitatoria del agujero negro con el material que lo rodea en una galaxia, así como la energía liberada cuando tales agujeros negros supermasivos consumen el material de sus discos de acreción situados a su alrededor, cambian la estructura de la galaxia. Una mejor comprensión de cómo actúa un agujero negro supermasivo en las etapas posteriores de la vida de una galaxia espiral puede dar pistas sobre lo que los astrónomos pueden esperar ver en otras galaxias.
M31 es fácilmente perceptible a simple vista en la constelación de Andrómeda, y es impresionante verla a través de un telescopio o unos binoculares.

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El agujero negro supermasivo de M87 se encuentra desplazado con respecto al núcleo de la galaxia


La galaxia elíptica M87 es conocida por el jet que emite el agujero negro supermasivo localizado en su interior. Esta emanación, que es visible a través de telescopios de gran apertura, podría haber generado un empuje que habría causado que el agujero negro se desplazara del centro de la galaxia.
Investigadores del Instituto Tecnológico de Rochester y de Florida, y de la Universidad de Sussex, en el Reino Unido, han realizado una serie de observaciones de esta galaxia utilizando el telescopio espacial Hubble. Sus resultados indican que el agujero negro central de M87 se encuentra desplazado con respecto al centro galáctico unos 22,82 años luz. Esto contradice la teoría largamente sostenida de que los agujeros negros supermasivos residen en el centro de las galaxias que habitan. El análisis de este desplazamiento puede dar a los astrónomos pistas de la evolución de la galaxia a través de las fusiones que sufrió en el pasado.
¿Qué causó que el agujero negro de M87 se desplazara tan lejos de la galaxia? 
La causa más probable es la fusión entre dos agujeros negros supermasivos más pequeños en algún momento de la historia de la galaxia. Esta fusión podría haber generado ondas gravitacionales que impulsaron al agujero negro central fuera del núcleo de la galaxia.
Pero otra teoría, ahora en auge, consiste en afirmar que la propia radiación que emite el agujero negro podría haber generado un empuje que lo habría desplazado desde el centro hacia las afueras de la galaxia. Para que esta teoría sea la correcta, según han calculado los astrónomos,el jet tendría que haber sido más potente en el pasado. Además, este jet también emerge por el lado contrario lo que dificulta mucho la demostración de esta idea, por lo que el escenario más probable sigue siendo que este desplazamiento ha sido generado por la fusión de dos agujeros negros. Estudiar la asimetría o simetría de estos dos jets puede aclarar cuál de las dos teorías es la correcta.
David Axon, decano de ciencias matemáticas y físicas de Sussex, dijo en un comunicado de prensa, que este estudio forma parte de un proyecto de mayor embergadura que busca analizar la ubicación de los agujeros negros centrales en las galaxias activas. Se supone que estas galaxias han sufrido fusiones mayores con otras galaxias, por lo que sus agujeros negros centrales también se habrían podido fusionar. Esto es precisamente lo que buscan estos astrónomos: agujeros negros binarios.
Los astrónomos creen que los agujeros negros binarios son comunes en el Universo y que su presencia puede producir el desplazamiento de los agujeros negros centrales de las galaxias activas.

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viernes, 28 de mayo de 2010

Supernova "dispara una bala"

Esta imagen muestra a la espectacular N49,  un remanente de una supernova en la Gran Nube de Magallanes. Una nueva observación realizada en rayos X con el Chandra, y en tonos azules, revela la existencia de un objeto que a modo de bala sale eyectado del campo de escombros que constituyen el remanente de la estrella que explotó.
Para detectar esta "bala", un equipo de investigadores dirigidos por Sangwook Park, de la Penn State University, emplearon 30 horas de observación con el Chandra. Este llamativo punto se puede ver en la esquina inferior derecha de la imagen. La fotografía también muestra que la explosión que destruyó a la estrella fue muy asimétrica. Los astrónomos también han obtenido la composición de la "bala": es rica en silicio, azufre, y  neón.
La bala viaja a una velocidad de 8 millones de kilómetros por hora y procede de una fuente luminosa situada en la parte superior izquierda de N49. Esta fuente luminosa puede ser un repetidor suave de rayos gamma llamado SGR, una fuente que emite en longitudes de onda de rayos gamma y en rayos-X del espectro electromagnético. Como su nombre indica, lo hace a intervalos regulares. Explicar los SGRs nunca fue fácil, pero la teoría más aceptada es que en realidad son estrellas de neutrones con campos magnéticos extraordinariamente potentes, que aparecen poco después del colapso de una estrella masiva. Como resultado de las explosiones de supernovas, en la que una estrella masiva colapsa sobre sí misma, y arroja las capas externas de su atmósfera, se producen objetos como agujeros negros, púlsares, estrellas de neutrones y otros.
Este caso se ve reforzado por la alineación aparente entre la trayectoria de la bala y la fuente luminosa de rayos-X. Sin embargo, los nuevos datos del Chandra también muestran que la fuente luminosa está más oscurecida por el gas de lo esperado si realmente se encuentra dentro del remanente de supernova. En otras palabras, es posible que la fuente brillante de rayos X en realidad esté más allá de los restos y se proyecta a lo largo de la línea de visión. Otra posibilidad es situarlo en el lado opuesto del remanente, pero sería más difícil de ver en la imagen porque se confundiría con la emisión brillante de la interacción que producen los choques de las nubes.
Los datos ópticos del Telescopio Espacial Hubble (amarillo y morado) muestran filamentos brillantes en las ondas de choque generados por la supernova que están interactuando con las regiones más densas de las nubes cercanas y frías de gas molecular.
Con los nuevos datos del Chandra, la edad de N49, tal y como aparece en la imagen, se estima en cerca de 5.000 años, y la energía de la explosión se calcula en aproximadamente el doble de la que emite una supernova promedio. Estos resultados preliminares sugieren que la explosión original fue causada por el colapso de una estrella masiva.

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Galaxias primitivas tienden a agruparse

Miles de galaxias se aglomeran en esta imagen de Herchel en la que se ha captado el Universo distante. Cada punto es una galaxia que contiene miles de millones de estrellas.
Durante más de una década los astrónomos han estado desconcertados porque las galaxias distantes son extrañamente brillantes. Estas "galaxias luminosas infrarrojas" parecen desafiar todas las teorías que tenemos sobre formación estelar y evolución galáctica.
Ahora, el telescopio espacial de infrarrojos Herschel de la ESA, con su capacidad para cartografiaramplias zonas, ha localizado a miles de estas galaxias y ha señalado su ubicación, mostrando por primera vez que estas galaxias forman grandes grupos unidas por una fuerza gravitatoria mutua.
El efecto moteado de esta imagen señala estas agrupaciones. Todo indica que estas galaxias interaccionan las unas con las otras, lo que genera como fruto de estos violentos encuentros,brotes de formación estelar.
Esta imagen es parte de la encuesta extragaláctica que está realizando Herschel para estudiar la evolución de las galaxias lejanas del antiguo Universo. El proyecto se vale de los instrumentos espectrales y fotométricos del telescopio para obtener este tipo de imágenes. Esta fotografía abarca un total de 15 grados cuadrados, o alrededor de 60 veces el tamaño aparente de la Luna Llena.
Esta imagen en particular fue tomada en una región del espacio llamada el agujero de Lockman, que permite una clara línea de visión hacia fuera en el Universo lejano. Este "agujero" se encuentra en la constelación de la Osa Mayor.
Las galaxias de esta imagen aparecen tal y como eran hace entre 10 y 12 mil millones de años. Están codificadas con colores en azul, verde y rojo para representar las tres bandas de frecuencia utilizadas para la observación de Herschel. Las que se encuentran en blanco tienen la misma intensidad en los tres grupos y son las que forman la mayoría de las estrellas. Las galaxias que se muestra en rojo son probablemente las más distantes, apareciendo como lo hicieron hace unos 12 mil millones años.
No obstante, este telescopio de la ESA no ha fotografiado ni analizado todo el Universo, que está formado en tres cuartas partes por materia oscura, que no brilla del todo.
Los científicos indican que hasta que no pueda observarse la materia oscura no podrá saberse de qué está formada, aunque sí pueden medirse sus efectos en la materia que le rodea ya que interactúa con el resto del Universo a través de la gravedad. Estas últimas imágenes han sido capturadas con el instrumento SPIRE del Herschel, forman parte del programa 'Hermes' del telescopio, que está construyendo el mapa del Universo.

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Objeto de fabricación humana orbita al Sol

Aunque en un principio se pensaba que era un asteroide, después, por su órbita inclinada y baja, Richard Miles sospechó que este objeto que orbita al Sol podría tener un origen artificial. Ahora llamado KQ 2010, se sabe que este objeto orbita al Sol cada 1,04 años.
El pasado 21 de mayo KQ 2010 llegó a acercarse a 1,28 distancias lunares de la Tierra. Miles capturó estas imágenes con el telescopio Telescopio Faulkes Norte (FTN)y realizó un análisis espectral del objeto revelando que los resultados eran coherentes con una pintura UV de dióxido de titanio.
Richard cree que podría ser la cuarta etapa de un cohete Protón Ruso que lanzó al Luna 23 en un intento de retornar muestras lunares. La sonda lunar fue lanzada el 28 de octubre de 1974 y llegó a la órbita lunar el 2 noviembre de 1974.

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Regiones HII pueden revelar la composición química y la estructura de la Vía Láctea

En nuestra Vía Láctea nacen aproximadamente siete estrellas cada año. Las estrellas más masivas se forman en las regiones HII, llamadas así por que el gas presente en estas guarderías estelares es ionizado por la radiación de las estrellas jóvenes y masivas recién nacidas. Recientemente,se han descubierto en la Vía Láctea nuevos criaderos de estrellas masivas que pueden contener información valiosa e importante sobre la composición química y la estructura de nuestra galaxia.
Thomas Bania, de la Universidad de Boston, dijo en un comunicado de prensa, "claramente, podemos relacionar la ubicación de estas zonas de formación estelar con la estructura general de la galaxia. Futuros estudios nos permitirán comprender mejor el proceso de formación de las estrellas y comparar la composición química de estas zonas a distancias muy diferentes del centro de la galaxia. "
Este descubrimiento se ha presentado en la reunión de la American Astronomical Society en Miami, Florida. El equipo de astrónomos integrantes de esta investigación son Thomas Bania, de la Universidad de Boston,Loren Anderson,del Laboratorio de Astrofísica de Marsella en Francia, Dana Balser del Observatorio Nacional de Radioastronomía (NRAO), y Robert Rood de la Universidad de Virginia.
Una de las regiones HII más conocidas es la Nebulosa de Orión, visible a simple vista en el Cinturón del Cazador. La Nebulosa Cabeza de Caballo también forma parte de este tipo de regiones.
Mediante el estudio de estas regiones, en nuestra galaxias, y en otras galaxias, podemos llegar  a  determinar la composición química y la estructura de las galaxias. Las regiones HII se forman a partir de nubes moleculares gigantes de hidrógeno y permanecen estables hasta que ocurre una colisión entre dos nubes, creando una onda de choque. O bien, estas regiones también se pueden ver alteradas cuando son golpeadas por una onda de choque procedente de un cataclismo como una supernova. De esta forma, parte del gas se derrumba sobre sí generando nuevas estrellas. A medida que estas estrellas se forman y comienzan a brillar, su radiación elimina los electrones del hidrógeno molecular.
Para realizar este estudio, los astrónomos utilizaron instrumentos que trabajan en la parte infrarroja y de radio del espectro para poder ver a través de las capas de polvo y gas que atraviesan la Vía Láctea. Al realizar sus observaciones, tanto el telescopio espacial Spitzer,como el radiotelescopio Very Large Array (VLA), identificaron puntos calientes que serían buenos candidatos para constituir regiones HII. A fin de verificar sus hallazgos, utilizaron el radiotelescopio sensible Green Bank, que les permitió detectar las frecuencias de radio emitidas por los electrones que se reunen con los protones para formar hidrógeno. Este proceso de recombinación del hidrógeno es un signo revelador de que las regiones contienen hidrógeno ionizado, o HII.
La ubicación de estas regiones se concentran cerca de los extremos de la barra central de la Vía Láctea, y en los brazos espirales. Más de 25 regiones se descubrieron más lejos del centro de la galaxia que nuestro Sol. Un estudio más detallado de estas regiones periféricas podrían dar a los astrónomos una mejor comprensión de la evolución y composición de nuestra Vía Láctea.
"Hay evidencia de que la abundancia de elementos pesados cambia al aumentar la distancia desde el centro galáctico", dijo Bania. "Ahora tenemos muchos más objetos para estudiar y mejorar nuestra comprensión de este efecto."

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jueves, 27 de mayo de 2010

Fin de la misión Phoenix


En la imagen superior tenemos dos fotografías tomadas de la sonda Phoenix en Marte separadas un intervalo de dos años. En la imagen de 2008, podemos percibir la presencia de dos puntos relativamente azules a ambos lados del róver pertenencientes a los paneles solares. En la fotografía del 2010, los científicos explican que la sombra oscura que se ve pertenece al cuerpo de aterrizaje y a su panel solar del este, pero que no hay rastro del panel solar occidental.
Las imágenes tomadas por la cámara HIRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) a bordo de la Mars Reconnaissance Orbiter, muestran los graves daños que el hielo a causado a los paneles solares de la sonda.El equipo de Phoenix dice que esto es consistente con las predicciones de cómo Phoenix podría ser dañado por las severas condiciones invernales. Se preveía que la acumulación de hielo de dióxido de carbono podría doblar o romper los paneles solares.
" El antes y después que se ve en las imágenes es muy diferente", dijo Michael Mellon de la Universidad de Colorado en Boulder, un miembro del equipo científico de Phoenix y de HiRISE. "El módulo de aterrizaje parece más pequeño, y sólo una parte de la diferencia puede explicarse por la acumulación de polvo en el módulo de aterrizaje."
Los cambios aparentes en las sombras proyectadas por el módulo de aterrizaje son consistentes con las predicciones de cómo Phoenix podría ser dañado por unas condiciones invernales severas. Se preveía que el peso de la acumulación del hielo de dióxido de carbono podría doblar o romper los paneles solares de la sonda. Mellon calcula que probablemente cientos de libras de hielo cubrieron al aterrizador en pleno invierno.
 "Podemos ver que el módulo de aterrizaje, el protector de calor, y la cubierta superior y el paracaídas están ahora cubiertos por el polvo", dijeron Alfred McEwen y Mellon en la página web de HiRISE.
Así que ahora, la misión Phoenix ha terminado oficialmente.
Durante su misión, Phoenix confirmó y examinó  zonas de extensos depósitos de hielo de agua subterráneos descubiertas por  Odyssey, además detectó e identificó un mineral llamado carbonato de calcio que sugiere la presencia ocasional de agua en descongelación. El vehículo de aterrizaje también descubrió en la química del suelo implicaciones significativas para la vida y observó nevar. La mayor sorpresa de la misión fue el descubrimiento de percloratos, una sustancia química oxidante, y que en la Tierra es alimento para algunos microbios y potencialmente tóxicos para los demás.
"Descubrimos que el perclorato sobre el hielo puede actuar como una esponja con el agua de la atmósfera para aferrarse a él", dijo Peter Smith, investigador principal de Phoenix en la Universidad de Arizona en Tucson. "Puedes tener una fina película de agua capaz de ser un medio ambiente habitable. Un micromundo en la escala de los granos del suelo - que es donde está la acción".
Los resultados del perclorato están dando forma a la investigación posterior en astrobiología, los científicos investigan las consecuencias de sus propiedades anticongelantes y su uso potencial como fuente de energía para los microbios. El descubrimiento del hielo más superficial de Odyssey señaló el camino para Phoenix. Más recientemente, la Mars Reconnaissance Orbiter detectó numerosos depósitos de hielo en latitudes medias a mayor profundidad mediante radar y expuestos en las superficie por cráteres de impacto.
"Los entornos ricos en hielo conforman una parte aún mayor del planeta de lo que pensábamos", dijo Smith. "En algún lugar de esa vasta región van a existir lugares más habitables que otros."

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Los agujeros negros se "encienden" en las colisiones galácticas


Los datos aportados por el satélite Swift de la NASA han ayudado a los astrónomos a solucionar un misterio que durante décadas ha intrigado a la comunidad científica. Esta investigación ha ayudado a resolver por qué sólo un pequeño porcentaje de agujeros negros emite grandes cantidades de energía.
Solamente alrededor del uno por ciento de los agujero negros supermasivos presenta este comportamiento. Los nuevos hallazgos confirman que los agujeros negros se "encienden" cuando las galaxias colisionan. Estos datos pueden ofrecer una perspectiva sobre el comportamiento futuro del agujero negro central de nuestra Vía Láctea. El estudio aparecerá publicado el 20 de junio en The Astrophysical Journal Letters.
Estas emisiones intensas se presentan en los agujeros negros supermasivos situados en los centros de las galaxias que contienen entre un millón y miles de millones de veces la masa del Sol. Estos monstruos cósmicos pueden llegar a emitir una energía equivalente a 10.000 millones de veces la energía que emite el Sol,lo que convierte a estos núcleos galácticos activos, conocidos como AGNs, en los objetos más luminosos del Universo. Estos incluyen los cuásares y blazars.
"Los teóricos han demostrado que la violencia de las fusiones de galaxias puede alimentar al agujero negro central de una galaxia", dijo Michael Koss, autor principal del estudio y estudiante de graduado en la Universidad de Maryland, en College Park. "El estudio explica elegantemente cómo se enciende el agujero negro."
Hasta la fecha, los astrónomos no han podido asegurar con precisión la existencia de estos 'núcleos galácticos activos',ya que están rodeados de nubes de gas y polvo estelar que bloquean la luz ultravioleta, la óptica y los rayos X,  y que hasta los ojos de rayos X de Swift no habían podido ser observados. La radiación infrarroja de polvo caliente cerca del agujero negro puede pasar a través del material, pero puede ser confundida con las emisiones procedentes de regiones de formación estelar de la galaxia. Por todo ello, Swift ha sido esencial para esta investigación.
Desde 2004, el Telescopio de Alerta de Burst (MTD) a bordo del Swift ha cartografiado el cielo en el espectro de los rayos X.
" Swift es el satélite de rayos-X más grande, más sensible y completo del cielo en estas energías", dijo Neil Gehrels, investigador principal del Swift, en el Goddard Space Flight Center en Greenbelt, Maryland.
El estudio ha podido investigar fenómenos situados hasta los 650 millones de años luz de la Tierra y recoger hasta docenas de estas colisiones y agujeros negros desconocidos.
"La encuesta realizada por Swift nos está dando una imagen muy diferente de los AGNs", dijo Koss. El equipo concluye explicando que cerca de un cuarto de las galaxias estudiadas se encuentran en proceso de fusión y que en un plazo de unos pocos miles de millones de años, el 60% de ellas completará esta unión.
Otros miembros del equipo de estudio incluyen a Richard Mushotzky y Sylvain Veilleux, de la Universidad de Maryland, y a Lisa Winter, del Centro de Astrofísica y Astronomía Espacial de la Universidad de Colorado, en Boulder.
"Nunca hemos visto el inicio de la actividad de un AGN tan claramente", dijo Joel Bregman, un astrónomo de la Universidad de Michigan, Ann Arbor, quien no participó en el estudio.
Swift, lanzado en noviembre de 2004, es manejado por Goddard. Fue construido y está siendo operado en colaboración con la Universidad Estatal de Pensilvania, el Laboratorio Nacional Los Álamos en Nuevo México, y el General Dynamics en Falls Church, Virginia, la Universidad de Leicester y el Laboratorio Mullard de Ciencias Espaciales en el Reino Unido; Observatorio Brera y la Agencia Espacial Italiana, en Italia, más los nuevos socios en Alemania y Japón.

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Enanas blancas binarias ricas en helio generan violentas erupciones regulares

Las estrellas enanas blancas ricas en helio son los restos compactos del estado final de las estrellas como nuestro Sol. Ahora, un equipo de astrónomos dirigidos por Gavin Ramsay,del Observatorio de Armagh, en el Reino Unido, han detectado una violenta erupción procedente de una pareja de enanas blancas binarias que orbitan una alrededor de la otra cada 25 minutos.
Por lo general,estos estallidos tienen lugar a intervalos regulares y son predecibles, produciéndose cada dos meses, tal y como se ha deducido gracias a los datos aportados por el telescopio robótico de Liverpool, situado en las Islas Canarias, y con las aportaciones del Observatorio Swift.
Esta pareja, situada en la constelación de Draco, han sido denominadas KL Dra. Están separadas una distancia equivalente a la mitad de la distancia que separa la Tierra de la Luna, es decir, están lo suficientemente cerca, como para que la componente más masiva acrete helio de la componente más ligera.
Este flujo de helio viaja de una enana blanca a otra a velocidades de miles o millones de kilómetros por hora. La mayoría de las veces este material se deposita sobre un disco de acreción que rodea a la estrella más masiva,  precipitando sólo una pequeña parte de este helio sobre su superficie, provocando un resplandor en el óptico, en el ultravioleta, y en rayos X. Sin embargo, el equipo de científicos descubrió que el material acumulado en el disco, se libera de repente en una erupción gigantesca que hace brillar al sistema un factor de decenas de veces superior a su brillo habitual.
Este es uno de los pocos sistemas binarios hallados en los que se ha detectado que el material acretado sea helio. El hidrógeno presente originalmente en las estrellas se ha tranformado en helio y en elementos más pesados a medida que estas han envejecido. Casi todos los demás sistemas interactuantes lo que intercambian son corrientes de hidrógeno. Debido a que el helio es más pesado y a que tiene propiedades diferentes a las del hidrógeno, el equipo espera que las características de las erupciones de KL Dra sean diferentes a las de los sistemas binarios de acreción de hidrógeno más comunes en nuestro Universo.
Como KL Dra es una binaria acretora de helio que entra en erupción de manera regular y de forma predecible, los astrónomos pueden planificar las observaciones de este sistema mediante un sistema de telescopios en el momento del estallido. Estas observaciones son de importancia para la rama de la evolución estelar,ya que este disco de acreción , aunque sea formado por helio, tiene otros análogos en el Universo. El mismo proceso de acumulación puede ser el mecanismo por el cual se forman los agujeros masivos del centro de las galaxias.
Los astrónomos obtuvieron observaciones complementarias de KL Dra con el observatorio Swift. Se ha demostrado que la erupción emitió fuertemente en el ultravioleta (UV). Sorprendentemente, a diferencia de las binarias acretoras de hidrógeno, no hubo cambios en el brillo del sistema en el espectro de los rayos X durante la erupción.
Tom Barclay, del Observatorio de Armagh, comenta que tienen planeado estudiar una docena de sistemas binarios acretores de helio para comprobar si se comportan de la misma manera.
Fue una gran sorpresa al ver una segunda explosión de KL Dra sólo 2 meses después de la primera. Entonces se predijo que la siguiente erupción se produciría el 7 de diciembre del año pasado, como exactamente ocurrió.
Como los rayos X y la mayoría de la radiación UV no penetran la atmósfera terrestre,este tipo de observaciones deben realizarse desde el espacio, para observar las emisiones de alta energía de estos objetos extremos. De ahí la necesidad de contar con los datos de Swift.
"Proyectos como este pueden tardar varios años en dar resultados, así que fue estupendo obtener este resultado interesante después de sólo unos meses", dijo Ramsay.


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Un cometa choca contra el Sol

Los físicos solares de la Universidad de California, Berkeley, han capturado por primera vez la colisión de un cometa con el Sol. "Creemos que esta es la primera vez que se realiza el seguimiento de un cometa en el espacio en 3-D muy próximo a la corona solar", dijo Claire Raftery, que trabajó con sus colegas Juan Carlos Martínez-Oliveros, Samuel Krucker y Pascal Saint-Hilaire.
Mediante la utilización de instrumentos a bordo de las naves espaciales gemelas STEREO de la NASA, el equipo realizó un seguimiento del cometa al acercarse al Sol y estimó un tiempo aproximado y el lugar de impacto, en una zona dentro de un círculo alrededor de 1.000 kilómetros de diámetro. Los datos que tenían eran lo suficientemente buenos como para observar la aproximación del cometa al Sol durante dos días antes del impacto.
Este cometa rasante, estaba compuesto de roca, hielo y polvo, y raramente se puede realizar un seguimiento cercano al Sol, porque la luz del disco solar dificulta su observación. Este cometa al parecer sobrevivió al calor de la corona y desapareció en la cromosfera,  evaporándose a 100.000 grados Kelvin.
Los físicos llegaron a la conclusión de que probablemente el cometa pertenecía a la familia Kreutz, un enjambre de cometas griegos o troyanos expulsados de su órbita en 2004 por Júpiter, siendo esta su única aproximación al Sol. Es probable que el origen de este enjambre se debiera a la fragmentación del cometa original más grande.
Los astrónomos creen que la cola de este cometa era corta, de tan sólo 3 millones de kilómetros, porque estaba compuesta de elementos más pesados que no se evaporaron fácilmente. Esto también explicaría el por qué pudo penetrar tan profundamente en la cromosfera y sobrevivir al fuerte viento solar, así como a las extremas temperaturas antes de evaporarse.
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Sistema planetario caótico cuestiona las teorías actuales de formación planetaria

Los astrónomos no sólo están descubriendo que hay diferentes tipos de expoplanetas, sino que también hay diferentes tipo de sistemas planetarios. Barbara McDonald, de la Universidad de Texas,pone de manifiesto que ha sido emocionante encontrar otro sistema planetario con múltiples planetas que es muy diferente al nuestro.
Una mirada de cerca con el telescopio Hubble, el Hobby-Eberly y otros instrumentos,han revelado que el sistema planetario de Upsilon Andromedae tiene órbitas muy inclinadas, es decir, los planetas no orbitan alrededor de su estrella en un mismo plano. Los astrónomos también encontraron otro planeta y otra estrellas, por lo que probablemente sea un sistema estelar binario.
A pesar de que en nuestro Sistema Solar tenemos a Plutón con una órbita muy inclinada, el grado de inclinación de este planeta enano es muy inferior a los grados de inclinación que se han detectado en Upsilon Andromedae. En la siguiente imagen tenemos una comparación entre nuestro Sistema solar y el sistema de Upsilon Andromedae.


McDonald comenta que estos resultados tendrán un impacto importante sobre las teorías de formación planetaria y de evolución de los sistemas multi-planetas. También se demuestra que algún hecho violento, ocurrido tras la formación de los planetas, puede generar una alteración en las órbitas de los planetas. Por otra parte, esta investigación también complica aún más el estudio de los exoplanetas, ya que los astrónomos, ya no pueden asumir que todos los planetas orbitan en torno a su estrella madre en un mismo plano, tal y como comenta Barbara McArthur, de la Universidad de Texas.
Upsilon Andromedae es una estrella similar al Sol que se encuentra a 44 años luz de nuestro planeta. Es un poco más joven, más masiva y más brillante que nuestra estrella, y desde hace poco más de una década,los astrónomos han sabido de la existencia de tres planetas tipo Júpiter orbitándola.
Pero después de más de mil observaciones combinadas, McDonald y su equipo descubrieron indicios de que un cuarto planeta, e, orbita a la estrella mucho más lejos. También pudieron determinar las masas exactas de dos de los tres planetas anteriormente conocidos, Upsilon Andromedae c y d. Mucho más sorprendente, sin embargo, es que no todos los planetas giran alrededor de esta estrella en el mismo plano. Las órbitas de los planetas c y d están inclinadas 30 grados una con respecto de la otra. Esta investigación marca la primera vez que se ha podido medir la inclinación mutua de dos planetas en órbita alrededor de otra estrella.
"Lo más probable es que Upsilon Andromedae haya tenido el mismo proceso de formación de nuestro Sistema Solar, aunque podría haber habido diferencias en su formación tardía que dieran lugar a esta evolución tan divergente", dijo McArthur. "Hasta ahora se pensaba que los planetas se formaban en los discos planetarios, por lo que se mantenían relativamente coplanarios, de la misma forma que en nuestro Sistema Solar, pero ahora hemos medido un ángulo significativo entre dos planetas que indica que este no es siempre el caso".
Hasta la actualidad, la creencia más extendida ha sido la de que  los planetas son un subproducto natural del material de desecho que se conforma en un disco protoplanetario alrededor de una estrella. En nuestro Sistema Solar, hay un fósil de esa evolución porque los ocho planetas principales orbitan  casi  en el mismo plano. Los planetas enanos más externos como Plutón están en órbitas inclinadas, pero estas han sido modificadas por la gravedad de Neptuno y no están bajo un fuerte influjo gravitacional del Sol.
¿Pero qué paso realmente para que este sistema evolucionara de tal manera? “Las posibilidades incluyen interacciones que ocurrieron cuando los planetas migraron hacia el centro, cuando otros planetas fueron expulsados del sistema o por una ruptura del sistema estelar binario”, dijo McArthur. O bien,la culpable podría ser una estrella enana roja,compañera de la estrella principal.
"Desconocemos la órbita de la enana roja",dijo el miembro del equipo Fritz Benedict. "Podría ser muy excéntrica y tal vez sólo se aproxime cada varios miles de años, y al pasar cerca, estrella secundaria perturbe gravitacionalmente a los planetas".
Los dos tipos diferentes de datos combinados en esta investigación fueron la astrometría del Telescopio Espacial Hubble y la velocidad radial de telescopios terrestres.
La astrometría es la medición de las posiciones y velocidades de cuerpos celestiales. El grupo de McArthur utilizó uno de los Fine Guidance Sensors (FGS) del Hubble para realizar la tarea. Los FGSs son tan precisos que pueden medir la velocidad de una estrella en el cielo provocada por sus planetas colindantes, y no vistos.
La velocidad radial es una medición del movimiento de la estrella en el cielo hacia la Tierra. Estas mediciones se hicieron en un período de 14 años utilizando telescopios terrestres, incluyendo dos en el Observatorio McDonalds y otros en Lick, Haute-Provence, y los Observatorios Whipple. La velocidad radial da una primera aproximación que se utiliza para hacer más cortas pero más precisas las mediciones del Hubble.
El hecho de que el equipo haya determinado las inclinaciones orbitales de los planetas c y d les permitió calcular las masas exactas de los dos planetas. La nueva información nos dejo claro que nuestra idea sobre qué planeta es el más pesado ha de ser modificada. Las masas mínimas iniciales dadas por la velocidad radial para el planeta c era de 2 Júpiters y de 4 Júpiters para el d. Las nuevas masas, exactas, halladas por la astrometría es de 14 Júpiters para c y 10 para d.
“Los datos del Hubble muestran que la historia no se acaba en la velocidad radial”, dijo Benedict. “El hecho de que los planetas se intercambiasen sus masas es muy bonito”.
El cuarto planeta está tan lejos, que su señal no revela la curvatura de su órbita.
La información recabada durante 14 años sobre la velocidad radial descubrieron pistas de que un cuarto planeta de período largo podría orbitar además de los tres que se conocen hasta ahora. Sólo hay indicios de ese planeta porque está tan lejos que la señal que crea no revela aún la curvatura de una órbita. Otra pieza perdida del puzle es la inclinación del planeta b, que requeriría una precisión 1.000 veces mayor a la del Hubble, un objetivo alcanzable para una misión espacial optimizada para la interferometría.

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miércoles, 26 de mayo de 2010

Desvelan los misterios del casquete helado del norte de Marte tras 40 años de incertidumbre

Dos equipos de investigadores estadounidenses plantean esta semana en Nature cómo se pudieron originar por diversos procesos de deposición dos curiosas formaciones del casquete de hielo del norte de Marte, algo que intrigaba a los científicos desde hace 40 años. Se trata de una serie de depresiones dispuestas en espiral y de una fosa mayor que el Gran Cañón, la Chasma Boreale. El estudio ofrece nuevas evidencias sobre el cambio climático en el Planeta Rojo.
Los científicos llevaban cuatro décadas tratando de explicar los “molinillos” de las depresiones espirales que aparecen en los depósitos estratificados del casquete helado del norte de Marte, así como las fuerzas responsables de la Chasma Boreale, un profundo cañón que divide estos depósitos. Esta semana dos equipos de investigadores publican en Nature los posibles modelos gracias a los datos aportados por dos radares en órbita capaces de cartografiar la profundidad de los depósitos estratificados. Hasta ahora no se había podido escudriñar bajo la superficie.
El equipo formado por Isaac Smith y John Holt de la Universidad de Texas (EEUU) concluyen que la base de la estructura interna de las depresiones u hoyas en espiral se han formado por una combinación de depósitos de materiales más las fuerzas del viento y el Sol, que las han ido esculpiendo. Tras su formación y durante los últimos 2,5 millones de años, parece ser que dichas hoyas se desplazaron hacia los polos y ganaron 600 metros de elevación.
Por su parte, el segundo grupo, liderado también por John Holt, se sirve de los datos de la sonda Mars Reconnaissance Orbiter para mostrar que los procesos de deposición a largo plazo y gran escala son los que han producido la mayor anomalía geomorfológica de la capa de hielo polar de Marte, la Chasma Boreale, más que por eventos catastróficos, de flujo del hielo o por erosión focalizada.
En la Tierra es principalmente el flujo del hielo el que da forma a las grandes capas de hielo, pero en Marte, según estas últimas investigaciones, son otras fuerzas las que han modelado y continúan dando forma a los casquetes de hielo polares. El del polo norte marciano es un conjunto de capas de hielo y polvo con un grosor conjunto de hasta tres kilómetros, que cubre un área algo mayor que la de Texas. Mediante el análisis informático de los datos del radar, los científicos pueden separar y retirar los estratos como si fuesen las capas de una cebolla, para ver cómo evolucionó el casquete de hielo a lo largo del tiempo.

El Gran Cañón marciano.

Uno de los rasgos más distintivos del manto de hielo del hemisferio norte es la Chasma Boreale, un cañón de longitud similar a la del Gran Cañón, pero de mayor anchura y profundidad. Algunos científicos han sugerido que la Chasma Boreale apareció cuando los estratos inferiores del manto de hielo se fundieron por calor de origen volcánico, lo que desencadenó una inundación catastrófica. Otros han defendido la tesis de que los fuertes vientos polares, denominados “catabáticos”, son los responsables de esculpir el cañón a partir de una cúpula de hielo.
Las otras misteriosas estructuras son las hoyas dispuestas en espiral, que se extienden desde el centro del manto de hielo, como un gigantesco molinillo. Desde su descubrimiento en 1972, los científicos han propuesto varias hipótesis para explicar su formación. Una de ellas sugería que, a medida que el planeta gira sobre sí mismo, el hielo cercano a los polos se mueve más lento que el situado a mayor distancia de los polos, lo que provoca la aparición de grietas en el hielo semifluido. Otra hipótesis empleaba un elaborado modelo matemático para plantear cómo la mayor cantidad de energía solar recibida en ciertas áreas y la conducción lateral del calor podrían causar que las depresiones adoptasen esta disposición.

La fuerza del viento.

Pero ahora se desvela que es el viento el elemento que, primordialmente, ha creado y dado forma tanto a las hoyas en espiral como a la Chasma Boreale. No se trata de accidentes geográficos surgidos recientemente en el manto de hielo, sino que se formaron a lo largo de millones de años, a medida que el propio manto helado iba creciendo. Al influir en los patrones del viento, la topografía subyacente de los estratos de hielo más antiguos controlaba dónde y cómo se desarrollaban estos rasgos.
Hasta ahora se creía que el manto de hielo del polo norte de Marte estaba compuesto por multitud de estratos relativamente planos, como una tarta de galletas, y que almacenarían algún tipo de información sobre el clima, limitada a los datos que se podrían obtener del grosor y el contenido en polvo de las capas. Sin embargo, este trabajo pone de relieve muchos rasgos complejos, como estratos cuyo grosor y orientación cambian o que desaparecen abruptamente en ciertos lugares, lo que los convierte en una “mina de oro” para la información sobre el clima.
"Nadie se dio cuenta de que los estratos presentaban estructuras tan complejas", dice Holt, autor principal del trabajo dedicado a la Chasma Boreale. "Los estratos registran la historia de la acumulación de hielo, la erosión y el transporte del viento. A partir de ahí, podemos reconstruir la historia climática con mucho mayor detalle del que nadie esperaba".

Howard tenía razón.

Los resultados de las depresiones espirales retoman una antigua explicación, que había dejado de gozar del favor de parte de la comunidad científica dedicada al estudio de Marte. Alan Howard, un investigador de la Universidad de Virginia (EEUU) propuso justamente un proceso así en 1982, basándose solamente en imágenes de la superficie obtenidas por la misión Viking.
"Solamente disponía de imágenes de la Viking, con una resolución relativamente pobre", explica Isaac Smith, estudiante de doctorado y autor principal del trabajo dedicado a las hoyas en espiral (Holt es aquí el segundo autor). "Muchos propusieron otras hipótesis, que indicaban que Howard estaba equivocado, pero si nos fijamos en una sección transversal hipotética de su trabajo, tiene casi el mismo aspecto que lo que vemos en los datos del radar".
¿Por qué esa forma en espiral de las hoyas? En primer lugar, los vientos catabáticos tienen su origen en aire denso, relativamente frío, que desciende de los polos y pasa sobre el manto de hielo antes de alejarse. Por otra parte, al descender, se ven afectados y desviados por la fuerza de Coriolis, causada por la rotación del planeta en el espacio. En la Tierra ésta es la causa de que los huracanes giren en sentidos opuestos en los distintos hemisferios. Esta fuerza hace girar a los vientos, así como a las hoyas o canales que forman, hasta adoptar disposiciones en espiral.
Todos estos descubrimientos han sido posibles gracias a un nuevo instrumento, el radar Shallow Radar (SHARAD), en el que también participa Holt. Se habían usado instrumentos similares con aeronaves en la Antártida y Groenlandia, pero antes de emplearlo en Marte, algunos científicos eran escépticos sobre si podría recabar datos útiles desde la órbita.
"Estos rasgos anómalos carecían de una explicación durante 40 años porque no éramos capaces de ver qué había bajo la superficie", destaca Roberto Seu, líder del equipo encargado del radar SHARAD, “pero es gratificante que finalmente podamos darles una explicación con este nuevo instrumento".

martes, 25 de mayo de 2010

Introducción a los cúmulos estelares abiertos

Este post está escrito para la VII Edición del Carnaval de la Física que se celebra este mes en el blog El Navegante de Manu Arregi.
Hacemos un descanso en el mundo de la óptica geométrica para volver nuestra vista hacia los cúmulos estelares. ¡Buen viaje!



Introducción a los cúmulos estelares abiertos.

A Galileo le llamó la atención que al contemplar a través de su telescopio las estrellas no aumentasen de tamaño como ocurría con las observaciones terrestres o de la propia Luna. E incluso no mostrasen una pequeña figura esférica como ocurría con los planetas. Pero sí percibió que a través de las lentes, las estrellas parecían más luminosas que a simple vista, y que se podían contemplar numerosos astros que eran demasiado débiles como para que el ojo humano pudiera resolverlos. En su búsqueda de mostrar este efecto, Galileo realizó una serie de dibujos en los que recogió las estrellas que se podían ver a través de su instrumento.
Galileo también contempló la Vía Láctea y comprobó que esa mancha lechosa no era más que un conglomerado de innumerables estrellas, tantas que las más débiles escapaban a la potencia de su telescopio. Basándose en esta observación dedujo erróneamente que las nebulosas que se contemplaban a simple vista, como la de Orión, no eran más que un conglomerado de estrellas muy juntas, cuya luz, al sumarse provoca esa nebulosa nívea.
También presentó un esquema de la “nebulosa” del Pesebre, (derecha) y descubrió que no era una única estrella como se creía, sino más de cuarenta, dispuestas a modo de un pesebre entre dos potros.
Es decir, Galileo no logró con sus investigaciones discernir una nebulosa de un cúmulo de estrellas. Dedujo erróneamente que todo objeto neblinoso estaba en realidad compuesto de múltiples estrellas que en realidad no se podían resolver mediante los instrumentos ópticos de la época. 


Observación de los cúmulos estelares abiertos.
La observación de los cúmulos abiertos podemos dividirla en dos grandes grupos: la de aquellos cúmulos que podemos percibir a simple vista como las Pléyades, y la de aquellos que están sólo al alcance de los telescopios.
El aspecto que presentan estos cúmulos es diverso. Podemos encontrar cúmulos formados por ramificaciones de estrellas que les confieren una geometría radial (M36, abajo a la izquierda), otros que poseen una geometría esférica y un elevado grado de concentración estelar (M37, abajo a la derecha), y otros que poseen una forma triangular.


No hay que confundir los cúmulos abiertos cuya geometría es esférica con los cúmulos globulares. Las diferencias entre ambos son notables. En los cúmulos globulares, el número de astros suele ser de entre 100.000 y un 1.000.000 de componentes. Están compuestos por estrellas viejas y se encuentran en el halo de la galaxia. En cambio, los cúmulos abiertos constan desde unos pocos miembros a unas pocas centenas, y están situados en el plano de la galaxia.




Nacimiento de los cúmulos abiertos.

Pero, ¿cómo nacen los cúmulos abiertos? El nacimiento de los cúmulos abiertos tiene lugar en el seno de las nubes moleculares de gas y de polvo. Todas las estrellas pertenecientes al cúmulo nacen a partir de la misma nube molecular con una estructura, en general, asimétrica. Las estrellas que albergan suelen ser jóvenes, masivas y muy calientes, encontrándose repartidas en un espacio de unos 30 años luz, debido a las fuerzas de marea que ejercen las estrellas entre sí.
Las nubes moleculares de las que se forman estos cúmulos no tienen una densidad uniforme, por ello, cuando se origina una cierta inestabilidad gravitatoria, ésta se colapsa formando un primer grupo de estrellas muy masivas, en cuyo proceso se invierte aproximadamente de dos a tres millones de años. Las estrellas recién nacidas se desprenden entonces, a causa de los vientos estelares que generan, del cascarón de gas y polvo sobrante del que nacieron, generando con ello otra inestabilidad gravitatoria en la nube primordial, lo que provoca el nacimiento de una segunda tanta de estrellas. Este proceso se repite hasta que el gas interestelar remanente que queda no tiene ya la capacidad de generar más estrellas. Entonces, ya se puede decir que el cúmulo estelar ha nacido.
Con el tiempo estos cúmulos se disgregan a causa de diversos factores como puede ser la permanente atracción gravitatoria que ejerce el núcleo galáctico sobre los cúmulos abiertos así como de su distancia al plano de la galaxia. La fuerza gravitatoria que ejerce el centro de la galaxia en las estrellas de un cúmulo depende de la distancia de las estrellas a dicho centro. Por ello, esta fuerza no es la misma en cada estrella, ya que se encuentran a diferentes distancias por la geometría del sistema estelar. Esto genera unas tensiones en el conjunto que, al cabo de cientos de millones de años, provoca que las estrellas se separen unas de las otras hasta no depender gravitacionalmente entre sí. Pero la distancia galactocéntrica no es el único factor que actúa en esta disgregación. La concentración del cúmulo estelar abierto también es un factor determinante. Cuanto más concentrado esté un cúmulo, más difícil será que sus estrellas se separen gravitacionalmente las unas de las otras. Es decir, cuanto más concentrado esté un cúmulo, más tarde se separarán sus componentes. La densidad estelar que debe poseer un cúmulo para que sea mínimamente estable, debe ser igual o mayor a una estrella por cada parsec cúbico.
Existen muchas más causas que determinan la supervivencia de un cúmulo abierto como son la colisión entre estrellas masivas, existencia de agujeros negros,...
Atendiendo a estos últimos datos, podemos deducir dónde es más fácil encontrar cúmulos longevos. Serían aquellos que presentan una densidad notable y que se encuentran alejados del plano galáctico como es el caso de NGC 188 en Cefeo (arriba a la derecha), que tiene una edad de 5.000 millones de años.



Elementos de un cúmulo estelar abierto.

¿Qué podemos encontrar en un cúmulo abierto? En estas formaciones estelares no sólo podemos encontrar estrellas. También encontramos nebulosas de reflexión (sus gases, al ser iluminados por las estrellas reflejan su luz como si fueran espejos), nebulosas de emisión (emiten su propia luz al espacio por la ionización de sus gases), nebulosas de absorción (nubes muy opacas que absorben la luz de las estrellas situadas tras ellas), sistemas dobles y múltiples, estrellas variables (estrellas que varían su brillo por causas intrínsecas, es decir, por causas relativas a la naturaleza de la propia estrella), otros tipos de estrellas(enanas blancas, estrellas magnéticas,...).


Clasificación de los cúmulos estelares abiertos.

Existen muchos métodos para clasificar los cúmulos abiertos. Aquí expondremos la clasificación de R.J.Trumpler, que tiene en cuenta tres aspectos de los cúmulos:

Grados de concentración:
I.-Cúmulos muy concentrados que destacan mucho del fondo estelar.
II.-Medianamente concentrados, aunque fácilmente distinguibles.
III.-Muy poco concentrados, pero que destacan de las estrellas de campo.
IV.-Cúmulos que no destacan del fondo del cielo.

Grados de brillo:
1.-Muy brillantes; la mayoría de las estrellas del cúmulo son de la misma magnitud aparente.
2.-Medianamente brillantes; tienen igual número de estrellas brillantes y débiles.
3.-Poco brillantes; aquéllos que poseen más estrellas débiles que brillantes.

Grados de riqueza:
R.-Cúmulos ricos o muy ricos; formados por más de 100 componentes.
M.-Medianamente ricos; entre 50 y 100 estrellas.
P.-Pobres o muy pobres: menos de 50 estrellas.

Atendiendo a estos grados, el conocido grupo de las Pléyades tendría la siguiente clasificación: I3R.



Galería de cúmulos estelares abiertos.

En la primera imagen de la izquierda podemos ver al conocido cúmulo estelar de las Hyades. A su derecha está el Joyero. Debajo de las Hyades nos encontramos con dos cúmulos en la misma fotografía: M6 y M7. Y en la última imagen, abajo a la derecha, podemos ver a Sirio con el cúmulo M41.

lunes, 24 de mayo de 2010

WISE llega al Corazón y al Alma


En los seis meses que WISE lleva de misión, ya ha obtenido casi un millón de imágenes, que cubren cerca de tres cuartas partes del cielo. En la 216ª reunión de la American Astronomical Society, astrónomos han dado a conocer un mosaico de dos nubes con forma de burbuja en el espacio, conocidas como nebulosas del Corazón y del Alma.
Ned Wrigth, de la Universidad de California, de los Ángeles, que presentó esta imagen, comenta que esta fotografía demuestra el poder de WISE para captar este tipo de imágenes.
WISE realizó este mosaico a partir de las 1.147 imágenes que tomó en un tiempo de tres horas y media. Estas nebulosas se encuentra en la constelación de Casiopea a una distancia de 6.000 años luz de la Tierra.
Ambas nebulosas son fábricas de formación estelar. Las burbujas gigantescas pertenecen al polvo modelado por los vientos y la radiación que emiten las estrellas de su interior. La visión infrarroja de WISE permite ver a través de esta cubierta y ha descubierto que el gas y el polvo están comenzando a acumularse para formar más estrellas.
WISE completará su primer mapa del cielo en julio de 2010, y luego pasará los próximos tres meses fotografiando gran parte del cielo por segunda vez, antes de que el refrigerante de hidrógeno sólido, necesario para enfriar sus detectores infrarrojos, se agote. Wright dijo que el primer tramo del catálogo de WISE se publicará en el verano de 2011.
Wright se maravillaba de cómo en el transcurso de su carrera ha pasado de observar fotografías con una resolución de tan sólo 4 píxeles, a contemplar imágenes de WISE que cuentan con casi 4 millones de píxeles. "Ha sido un progreso sorprendente en la astronomía de infrarrojos, con cámaras cada vez más potentes".
En la siguiente imagen se pueden apreciar las zonas cartografiadas ya por WISE. El punto verde pertenece a las nebulosas del Corazón y del Alma.


Otra de las misiones de WISE es la de estudiar los asteroides de nuestro propio Sistema Solar para averiguar más sobre su forma y composición. Los infrarrojos nos ayudan en esta tarea imposible de abarcar con los instrumentos de espectro visible actuales.
Hasta ahora, WISE ha observado más de 60.000 asteroides, la mayoría de los cuales se encuentran en el cinturón principal, orbitando entre Marte y Júpiter. Aproximadamente 11.000 de estos objetos se han descubierto recientemente, y unos 50 de ellos pertenecen a una clase de objetos que se acercarán a la órbita terrestre dentro de una distancia de unos 48 millones de kilómetros.
Del mismo modo que WISE está realizando un barrido del cielo,también está topografiando nuestro Sistema Solar a medida que orbita alrededor de la Tierra. Hasta ahora, los resultado de WISE sobre el estudio de los asteroides ha confirmado las teorías con las que trabajaban los astrónomos.
El telescopio también ha estudiado a los asteroides troyanos, que orbitan junto a la órbita de Júpiter en dos paquetes alrededor del Sol. Se han visto más de 800 de estos objetos y se espera que para el final de su misión,WISE pueda vislumbrar a los 4.500 troyanos conocidos. Los resultados de este análisis dará pista de los mecanismos de formación de los planetas exteriores del Sistema Solar.
WISE es un observatorio excepcional. En seis meses de trabajo ha aportado más datos que los logrados por telescopios ópticos en 100 años.

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Encontrados los análogos extrasolares del Cinturón de Kuiper

El observatorio espacial Herschel ha conseguido capturar las imágenes más nítidas hasta la fecha de anillos de escombros orbitando alrededor de estrellas similares a nuestro Sol. Estos anillos parecen los análogos extrasolares del Cinturón de Kuiper, el reservorio de cometas y otros cuerpos helados situados en el exterior de nuestro Sistema Solar.
Los anillos recientemente observados son remanentes del proceso de formación planetaria, o bien, se generaron cuando dos planetas chocaron. Los astrónomos usaron la tecnología infrarroja del Herschel, para captar las débiles emanaciones de estos restos y poder así estudiar estos cinturones.
"Las imágenes de Herschel nos proporcionan la resolución más alta jamás lograda por un telescopio de infrarrojos", dice el astrónomo George Rieke, de la Universidad de Arizona, en Tucson.
René Liseau, del Instituto de Tecnología de Chalmers en Suecia, Carlos Eiroa, de la Universidad Autónoma de Madrid en España, y sus colegas, publicaron sus conclusiones sobre los cinturones de escombros que rodean dos estrellas similares al Sol el pasado 19 de mayo. Estos resultados también aparecerán en el próximo número de Astronomy & Astrophysics.
Una de las estrellas estudiadas, llamada q1Eridani o HD 10647 (imagen de la izquierda), se encuentra a 57 años luz de la Tierra y tiene un planeta del tamaño de Júpiter orbitando a una distancia equivalente a dos veces la distancia entre la Tierra y el Sol. El anillo luminoso alrededor de esta estrella emite a una temperatura de 30 grados Kelvin, y se encuentra a un promedio de 85 unidades astronómicas de la estrella, y posee unas 40 UA de ancho. En comparación, el cinturón de Kuiper del Sistema Solar, reside entre las 30 y 55 UA del Sol.
Las fuertes emisiones infrarrojas de q1Eridani, registradas con el Satélite Astronómico Infrarrojo en 1983, ya habían indicado la presencia de un cinturón de detritos que emitía radiación infrarroja. Aunque era lo esperado “es bonito ver un cinturón real”, dice Alycia Weinberger ,del Instituto Carnegie para la Ciencia en Washington, DC. “Herschel es el primer telescopio que tiene la resolución espacial y la sensibilidad a una longitud de onda de 100 micrómetros como para convertir las emisiones infrarrojas en verdaderos cinturones o discos”.
Otro cinturón mucho más débil parece rodear a la estrella Zeta2 Reticuli, situada a cerca de 39 años luz de la Tierra, según informan Liseau y sus colegas. El cinturón está a una distancia promedio de 100 UA de la estrella y se sabe que alberga un planeta.
Weinberger dice que la existencia de este segundo cinturón es más dudosa. "El alto nivel de asimetría del cinturón fotografiado, la temperatura muy fría del polvo, y la posibilidad de confusión con un objeto del fondo, me generan una sensación de duda”.
Sin embargo, las imágenes de Herschel proporcionarán la mejor estimación de la cantidad de masa existente en un disco de escombros y el tamaño de los granos que lo pueblan, dice Weinberger.
Los astrónomos creen que el cinturón de Kuiper del Sistema Solar se formó hace varios miles de millones de años, cuando algunos de los planetas exteriores,que se hallaban muy juntos, súbitamente se interpusieron en la trayectoria de los desechos planetarios, empujándolos a éstos hacia afuera y dándole forma de una reserva de objetos helados en forma anular. Comparando con los muchos ejemplos de cinturones de Kuiper que Herschel espera encontrar, los astrónomos puedan aprender si ocurrió una historia parecida en otros sistemas planetarios, afirma Weinberger.

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domingo, 23 de mayo de 2010

Akatsuki se despide de la Tierra

Tres de los seis instrumentos científicos que porta Akatsuki funcionan correctamente tal y como se ha deducido de las imágenes que la sonda ha enviado de nuestro planeta mientras se alejaba de él dirección a Venus. Las fotografías fueron capturadas en torno a las 11:50 UT del 21 de mayo cuando Akatsuki se encontraba a 250.000 kilómetros de la Tierra.
En la  imagen de la izquierda tenemos a la Tierra vista desde la cámara IR1 del Akatsuki, que captura imágenes a una longitud de onda del infrarrojo cercano de 0,9 micras, y un campo de visión 12 grados cuadrados. Como la sonda se alejaba de nuestro planeta, capturó a la Tierra en una bonita fase creciente. Una vez que llegue a Venus, esta cámara se utilizará para examinar la estructura de las nubes.
Esta otra imagen de la derecha corresponde también a nuestro planeta pero visto desde la cámara UV de Akatsuki, en una longitud de onda ultravioleta de 365 nanómetros, y un campo de visión de 12 grados cuadrados. Esta cámara se utilizará para estudiar las estructuras verticales de las nubes de Venus.
El tercer instrumento que ha fotografiado a la Tierra, la cámara LIR, trabaja en la onda larga, es decir, en una longitud de onda de 10 micrones que está dominada por la emisión térmica de la superficie de la Tierra y de las nubes, por lo que podemos ver todo el globo terrestre. En esta longitud de onda, superficie de la Tierra, así como las partes más frías de la atmósfera de Venus emiten "radiación térmica, aunque la mayor parte de la Tierra estaba inmersa en oscuridad de la noche en el momento en el que la foto fue tomada, podemos percibirla gracias al calor que emite. La zona oscura (fría) en la parte inferior de la Tierra corresponde a la Antártida. Australia se encuentra casi en el centro de la vista.

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sábado, 22 de mayo de 2010

Las ondas gravitatorias primordiales podrían proporcionar una prueba de las teorías cosmológicas

La inflación cósmica podría haber dejado una huella reveladora sobre el Universo que se podría detectar en los próximos años. En la imagen de la izquierda tenemos a Lisa. Este Interferómetro Láser es una misión prevista para detectar directamente las ondas gravitacionales a través de las leves perturbaciones que generen en el espacio que separará a las tres sondas que la conforman. Cada sonda estará separada de sus hermanas unos 5 millones de kilómetros.
Las ondulaciones en el tejido del espacio-tiempo podrían algún día proporcionar evidencias observacionales de los primeros instantes del Universo, revelando los procesos de alta energía que incluso hoy en día siguen siendo opacos para los colisionadores de partículas más grandes.
Las ondas gravitatorias son una predicción de la Teoría General de la Relatividad de Albert Einstein: los objetos perturban en espacio tiempo generando ondas como las olas que causaría un barco navegando sobre un lago. Pero estas ondas son muy escurridizas, por eso, sólo se espera que los cuerpos celestes más pesados las produzcan de forma detectable.
Hasta la fecha sólo existen evidencias indirectas de su existencia, aunque han sido ya varios los intentos que han fallado en su misión de detectarlas, a pesar de la alta sensibilidad de los detectores que se construyeron, y que analizaron eventos de la magnitud de la fusión de dos estrellas de neutrones.
Un artículo publicado en la revista Science presenta ahora las perspectivas que se tienen para la detección de estas ondas primordiales. Las ondas producidas en los inicios del Universo pueden ser aún detectables por las huellas que dejaron miles de millones de años atrás,o por las ondas que persisten hoy en día.
Estas ondas primordiales podrían ofrecer el mejor medio para probar los modelos cosmológicos actuales, como es la inflación, que sostiene que el Universo recién nacido expandió su tamaño unas 10^26 veces en tan sólo una pequeña fracción de segundo. "Es difícil imaginar un mecanismo que nos va a dar una ventana directa a un tiempo más cercano al instante de la creación", dice el coautor del estudio, Lawrence Krauss, físico teórico de la Universidad Estatal de Arizona.
El primer lugar para buscar las ondas gravitatorias es el Fondo Cósmico de Microondas, que es la radiación remanente generada sólo 380.000 años después del Big Bang. El satélite de la Agencia Espacial Europea Planck, lanzado en 2009, es ahora el encargado de medir las fluctuaciones de temperatura a través del FCM. Estas fluctuaciones de temperatura trazan regiones de mayor y menor densidad en el Universo primitivo, proporcionando pistas importantes sobre cómo funciona el Universo y sus componentes estructurales formados.
Los mapas del FCM elaborados por WMAP, el predecesor de Planck, proporcionaron un impulso a la teoría de la inflación, en términos generales, afirmando las predicciones del modelo inflacionario para lo que los inicios del Universo. Mediciones más precisas podrían proporcionar una confirmación posterior. 
"Los mismos eventos que creemos que formaron los puntos calientes en el fondo cósmico de microondas podrían haber producido ondas gravitacionales, por lo que podemos estimar su magnitud", dice Krauss. "Es posible que con la próxima generación de satélites seamos capaces de observar sus efectos."
Las ondas gravitatorias que pasan a través del espacio han dejado su huella en los fotones del FCM en unos patrones de polarización muy sutiles. Mediciones de WMAP establecen límites superiores para la prevalencia de las ondas, y con la mayor sensibilidad de Planck, tal vez podamos detectar la polarización de las ondas gravitatorias primordiales, dice Krauss.
Richard Easter, cosmólogo de la Universidad de Yale, apunta a que las mediciones de las fluctuaciones de la temperatura del FCM ya están dando pistas de los primeros instantes del Universo."De hecho, algunos escenarios inflacionarios ya se han descartado porque predicen más ondas gravitaciones de las que la misión WMAP ha podido estimar". Planck y otros proyectos buscan poner todavía una cota inferior a la producción de estas ondas. "Así que, si la naturaleza ha sido generosa con nosotros, podríamos tener la primera evidencia directa de la inflación mediante las ondas gravitacionales en los próximos años", dice Easther. Si las pruebas se escapan de Planck y sus contemporáneos, entonces necesitaremos una misión que mida más exaustivamente la polarización.
Una huella de las ondas gravitatorias en el FCM sería una evidencia indirecta aunque culminante para las teorías cosmológicas. ¿Para cuándo detectar directamente estas ondas?
En la actualidad, los instrumentos más sensibles a la producción local de las ondas gravitacionales son interferómetros, como el doble de Interferómetro Láser del Observatorio de Ondas gravitatorias (LIGO). Busca detectar las interferencia que generarían las ondas gravitatorias en la luz láser que envían sus instrumentos. En las próximas décadas, interferómetros espaciales podrían utilizar los mismos principios a escala mucho más grande, rebotando la luz láser a través del Sistema Solar, para detectar directamente las ondas gravitacionales débiles primordiales.
"Ese tipo de experimentos se podrían llevara cabo dentro de unos años." dice Krauss. "Nos gustaría ser capaces de mirar en el espectro, y nos gustaría ser capaces de obtener una prueba concluyente de lo que está pasando."
Easther dice que la característica definitoria de un fondo de ondas gravitacionales producidas por la inflación, puede ser que en todas las longitudes de onda , de quizás unos pocos metros hasta el tamaño actual del Universo visible, la amplitud de las ondas serían más o menos la misma. "Para poner esto en perspectiva", dice, "si pudiéramos construir un piano que produjera ondas gravitacionales en lugar de sonido, el teclado necesitaría alrededor de un millar de teclas para producir una gama bastante grande de frecuencias, y la inflación lograría golpear cada nota casi exactamente con la misma fuerza."
Si bien podríamos estudiar los escenarios inflacionarios gracias a las ondas gravitatorias, también debemos tener en cuenta que algunos de estos escenarios predicen que las ondas gravitatorias producidas son extremadamente débiles, con lo que dificultaría su detección. Por ello, no detectar ninguna de estas ondas, no significa que la inflación no haya ocurrido.
Andrew Jaffe, cosmólogo del Imperial College de Londres,comenta "Estamos llegando muy rápidamente al punto donde las versiones más simples de la inflación pueden ser descartadas, pero es muy fácil construir modelos que evadan los límites experimentales obtenidos. En ese caso, tendremos que averiguar muchas más maneras más inteligentes de realizar estas investigaciones, o bien de imponer las predicciones de la inflación a un mayor número de modelos teóricos de la física de partículas ".

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