miércoles, 30 de junio de 2010

R Coronae Australis: Una acuarela cósmica


Esta magnífica vista de la zona que rodea a la estrella R Coronae Australis fue creada a partir de imágenes tomadas con el Wide Field Imager (WFI) de ESO en el Observatorio La Silla, en Chile. R Coronae Australis se ubica en el corazón de una región cercana de formación estelar y está rodeada por una delicada nebulosa de reflexión azulada que se encuentra en una enorme nube de polvo. La imagen revela sorprendentes nuevos detalles de esta espectacular área del cielo.
Este retrato fue tomado con el Wide Field Imager (WFI) en el telescopio de 2,2 metros de MPG/ESO en el Observatorio La Silla, en Chile. La imagen es una combinación de doce imágenes tomadas a través de filtros rojo, verde y azul.
Esta imagen muestra un trozo del cielo que abarca aproximadamente el tamaño de la Luna llena. Esto equivale a unos cuatro años-luz de extensión en el lugar donde se encuentra la nebulosa, ubicada a unos 420 años-luz de distancia, en la constelación de Corona Australis (la Corona Austral). El complejo fue nombrado en honor a la estrella R Coronae Australis, visible en el centro de esta imagen. Es una de las numerosas estrellas en esta zona que se clasifican como muy jóvenes y que varían en brillo, rodeadas aún por las nubes de gas y polvo de donde se formaron.
La intensa radiación que se desprende de estas estrellas jóvenes y calientes interactúa con el gas que las rodea y es reflejada o re-emitida en diferentes longitudes de onda. Estos procesos complejos, determinados por la física del medio interestelar y las propiedades de las estrellas, son responsables de los magníficos colores de la nebulosa. La nubosidad celeste que se observa en esta imagen se debe mayormente al reflejo de la luz de la estrella en pequeñas partículas de polvo. Las estrellas jóvenes en el complejo R Coronae Australis poseen masas similares al Sol y no emiten suficiente luz ultravioleta como para ionizar una parte importante del hidrógeno que las rodea. Esto significa que la nube no brilla con el característico color rojo que se observa en varias zonas de formación estelar.
La enorme nube de polvo que envuelve a la nebulosa de reflexión se aprecia en esta imagen con un nivel de detalle impresionante. Los colores sutiles y variadas texturas de las nubes de polvo hacen que esta imagen parezca una pintura impresionista. Un sendero oscuro y prominente cruza la imagen desde el centro hasta la parte inferior izquierda. Aquí, la luz visible emitida por las estrellas que se están formando dentro de la nube es completamente absorbida por el polvo. Estos objetos sólo pueden ser observados en longitudes de onda más largas, usando una cámara capaz de detectar la radiación infrarroja.
La propia R Coronae Australis no es observable a simple vista, pero la diminuta constelación con forma de corona donde se encuentra es fácilmente detectable desde los sitios oscuros, debido a su proximidad en el cielo a la gran constelación de Sagitario y a las nubes ricas en estrellas hacia el centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea.

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Resuelto el misterio del anillo gigante de gas que rodea al grupo de galaxias de Leo

Un grupo internacional de científicos ha dado a conocer el origen del anillo gigante de gas que rodea al grupo de galaxias de Leo. Con el Telescopio de Canadá-Francia-Hawai,los investigadores fueron capaces de detectar una firma óptica del anillo correspondiente a regiones de formación estelar. Esta observación verifica que el origen de este gas es galáctico y no, como se sospechaba, proveniente del gas primordial. Gracias a simulaciones numéricas realizadas en el CEA, se ha propuesto un escenario para la formación de este anillo: una violenta colisión entre dos galaxias, hace poco más de mil millones años. Los resultados serán publicados en el Astrophysical Journal Letters.
En las teorías actuales sobre la formación de galaxias, la acreción de gas primordial frío es un proceso clave en los pasos iniciales del crecimiento de las galaxias. Este gas primordial se caracteriza por dos rasgos principales: nunca ha morado en ninguna galaxia y no cumple con las condiciones necesarias para formar estrellas. ¿Es este un proceso de acreción que aún persiste en las galaxias cercanas? Para responder a la pregunta, los instrumentos de observación actuales están tratando de detectar el gas primordial.
El anillo de Leo, un anillo gigante de gas frío de 650.000 años-luz de ancho, rodea a las galaxias del grupo Leo, y es una de las nubes más dramáticas y misteriosas de gas intergaláctico que se conocen. Desde su descubrimiento en los años 80, su origen y su naturaleza se debatieron constantemente entre la comunidad científica. El año pasado, los estudios sobre la abundancia de metales en el gas dio lugar a la creencia de que el anillo estaba constituido por este famoso gas primordial.
Gracias a la sensibilidad de la cámara MegaCam del Telescopio de Canadá-Francia-Hawaii, el equipo internacional de científicos observó por primera vez la contrapartida óptica de las regiones más densas del anillo, en luz visible en lugar de en ondas de radio. Entonces observaron luz emitida por estrellas masivas jóvenes,por lo que el gas del anillo es capaz de formar estrellas.
La presencia de estrellas en formación en el anillo sugiere inmediatamente el origen de esta formación: el anillo es fruto de la colisión entre dos galaxias
Para asegurar esta hipótesis, el equipo utilizó simulaciones numéricas realizadas en el CEA para demostrar que el anillo era resultado de una colisión entre dos galaxias gigantes. En el momento de la colisión , el gas del disco de una de las galaxias es arrancado y eventualmente formar un anillo exterior de la galaxia. Las simulaciones permitieron la identificación de las dos galaxias que chocaron: NGC 3384, una de las galaxias en el centro del grupo de Leo, y M96, una galaxia espiral masiva en la periferia del grupo. También dieron con la fecha de la colisión: hace más de un mil millones de años.
La búsqueda del gas primordial sigue abierta.

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10 imágenes vitales de la Tierra

Durante la última década, la nave espacial de la NASA Terra, ha examinado las características de nuestro planeta para hacer un diagnóstico sobre el cambio climático y el medio ambiente.
Terra fue la primera nave espacial diseñada con unos instrumentos únicos capaces de acumular un registro progresivo de una amplia variedad de indicadores de la salud de nuestro planeta, desde el almacenamiento del carbono, hasta las nubes de incendios y derrames de petróleo.
Los cinco sensores de Terra vieron la luz por primera vez el 24 de febrero del 2000 y se espera que continúe su misión durante 5 años más.
En estos primeros 10 años, Terra ha constatado que las sequías están disminuyendo la capacidad de nuestro planeta para almacenar carbono y que la contaminación se expande cada vez a mayor distancia y velocidad. Otra capacidad de Terra es la de servir de seguimiento para los desastres naturales que se desarrollan ya sean de forma natural como la erupción del volcán Eyjafjallajökull en Islandia, o de la mano del hombre, como el reciente derrame de petróleo en el golfo de México.
Aparte de los valiosos datos que aporta la nave, Terra también obtiene espectaculares fotografías de nuestro planeta. A continuación tenéis las diez imágenes seleccionadas por los científicos de la misión.


EL MÁRMOL AZUL.

En esta fotografía, Terra capta los océanos, el hielo marino y las nubes de nuestro planeta, para vigilar los signos vitales de una Tierra amenazada por la contaminación. La imagen, tomada en 2002, es una combinación de diferentes fotografías que han generado un mosaico único.




PAISAJES.

En esta fotografía de la cuenca de Los Ángeles, podemos ver al noroeste las montañas de San Gabriel, en una imagen simulada a color natural envuelta en una fotografía digital. El equipo de ASTER, el instrumento radiométrico térmico de Terra, dio a conocer esta imagen en junio de 2009, para promover un nuevo modelo de elevación digital mundial.



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GUATEMALA.

El 22 de noviembre de 2009, Terra obtuvo esta imagen de los filamentos de algas verdes girando por el lago Atitlán de Guatemala. Estas afloraciones de algas no sólo son perjudiciales para las personas y los animales, sino que pueden provocar la muerte de la vida aeróbica por falta de oxígeno. Para paliar este peligro natural, ASTER puede ayudar a planear objetivos específicos ya que es capaz de obtener cerca de 500 imágenes de alta resolución al día.




RETRASO EN EL CRECIMIENTO DE ALMACENAMIENTO.

¿Cuánto carbono pueden almacenar las plantas durante la fotosíntesis? Esta medida, conocida como productividad primaria neta varía de estación en estación. Eso explica por qué el hemisferio norte era mucho más verde en agosto de 2009 (arriba) que en marzo de 2010 (abajo). Un análisis reciente revela que estos cambios también se producen de año en año. La captación global anual de carbono ha ido disminuyendo desde el año 2000, probablemente a causa de las sequías relacionadas con el calentamiento global.




GOLFO DE MÉXICO.

La mañana del 10 de mayo de 2010, el sensor MODIS de Terra capturó esta vista de la mancha de petróleo no lejos del delta del Mississippi.




INCENDIOS.

El 30 de agosto de 2009 se desató un gran incendio en el Condado de los Ángeles,extendiéndose agresivamente. El instrumento de Terra MODIS tomó esta imagen. Otro instrumento de la nave, MISR, de imagen espectro-radiométrica, siguió el humo del incendio sobre Nevada, Utah y Colorado mediante la recopilación de una serie de imágenes en múltiple ángulos, construyendo de esta forma imágenes en 3D de la catástrofe, y realizando mediciones de la contaminación en la Troposfera.




ERUPCIÓN EN ISLANDIA.

El sensor MODIS de Terra también capturó esta imagen del volcán de Islandia Eyjafjallajökull, emitiendo una densa nube de ceniza y vapor de agua el 7 de mayo de 2010. Y así como el equipo de MISR era capaz de seguir la columna de humo del incendio de los Ángeles, esta vez también utilizó una serie de imágenes desde múltiples ángulos para medir la altura de la nube de cenizas del volcán y la concentración de partículas en el penacho.




CONTAMINACIÓN.

Aquí tenemos un seguimiento de las concentraciones de monóxido de carbono en el este de China y el Océano Pacífico, que permite a los científicos observar tanto las fuentes como el transporte de este gas contaminante a escala global. El sensor MOPITT de Terra consiguió estas imágenes durante febrero de 2006. Los investigadores han utilizado datos de Terra para rastrear numerosas plumas de contaminación desde Asia hasta los EE.UU., lo que indica que la cooperación internacional puede ser necesaria para alcanzar los objetivos nacionales de calidad del aire.



OLA DE CALOR MORTAL.

Esta imagen fue obtenida el 4 de agosto de 2003 de una intensa ola de calor. En ella se puede apreciar cómo en Europa se emite tanto calor como en el desierto del Sahara. El sensor de energía radiante, CERES, fue el encargado de realizar este balance energético entre la atmósfera de la Tierra y su superficie, así como la energía que irradia el calor hacia el espacio. Este equilibrio siempre cambiante es lo que finalmente determina el clima terrestre.



EL MAR DE ARAL.

El que era el cuarto lago más grande del mundo, ahora casi está extinguido. MODIS ha registrado la contracción de las aguas desde el año 2000, cuando el lago ya era una fracción de su medida en 1960 a causa de un proyecto de irrigación masiva que ha derivado el agua del mar durante décadas. En el verano de 2009, el polvo cubrió gran parte del antiguo fondo del lago.



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martes, 29 de junio de 2010

El hexágono de Saturno no es único


¿Recordáis el hexágono presente en la atmósfera de Saturno? Aquí tenéis una noticia anterior sobre esta peculiar formación. Pero resulta que Saturno no es el único lugar que muestra esta forma geométrica en su atmósfera: también pueden producirse en nuestro planeta. En la fotografía del huracán Isabel muestra un pentágono por ojo, provocado por los gradientes de velocidad del viento, es decir,por el mismo fenómeno físico que ha generado el hexágono en Saturno.
El huracán Isabel azotó la costa este de América a mediados de septiembre de 2003. Este punto de vista de satélite muestra la pared del ojo que contiene cinco vórtices, creando una forma pentagonal.

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EPOXI: próxima parada, el cometa Hartley 2

En la imagen podemos ver una concepción artística de la nave EPOXI de la NASA. Esta sonda sobrevoló la Tierra el pasado 27 de junio para recibir el impulso gravitatorio necesario para completar su camino hacia el cometa Hartley 2 con el que se espera que se encuentre el próximo otoño.
Los miembros del equipo de EPOXI en el Jet Propulsion Laboratory de la NASA en Pasadena, California, está trabajando actualmente con los datos devueltos por el sobrevuelo para refinar las estimaciones de la trayectoria de la nave espacial.
EPOXI es una extensión de la misión de la nave espacial Deep Impact. El 4 de noviembre de 2010, la misión volará sobre Hartley 2 usando los tres instrumentos de la nave (dos telescopios con sensores de imagen digital y un espectrómetro de infrarrojos).

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El Telescopio James Webb se ubicará en el punto L2

El Telescopio Espacial James Webb no orbitará en torno a la Tierra como lo hace el Telescopio Espacial Hubble,sino que lo hará alrededor del punto L2. L2 es la abreviatura del segundo punto de Lagrange, un maravilloso accidente producto de la gravedad y de la mecánica orbital, lo que le confiere ser el lugar perfecto para "aparcar" un Telescopio Espacial.
Existen cinco "Puntos de Lagrange", que pueden apreciarse en la imagen de la izquierda. Son áreas donde la gravedad del Sol y de la Tierra alcanzan un equilibrio, por lo que una nave en cualquiera de estos puntos puede permanecer en una posición fija respecto a la Tierra y al Sol, con una cantidad mínima de energía necesaria para la corrección del rumbo.
Aunque el nombre L2 suene futurista,en realidad honra al matemático y astrónomo Joseph-Louis Lagrange,nacido en 1736, y que realizó grandes contribuciones a la mecánica clásica y celeste. Lagrange estudió el problema "de los tres cuerpos", es decir, tres cuerpos orbitando entre sí, para la Tierra, la Luna y el Sol. En 1772 encontró una solución que marcaba la existencia de cinco puntos estables en los cuales se podía poner un objeto y hacer que se quedara fijo en su lugar en relación con los otros dos cuerpos.
En el caso de L2, esto ocurre a unos 930.000 kilómetros de distancia de la Tierra en dirección exactamente opuesta a la del Sol. La Tierra, como sabemos, orbita alrededor del Sol una vez cada año. Normalmente, un objeto ubicado a casi un millón de kilómetros más lejos del Sol, se movería más lentamente, tomando más de un año en completar su órbita alrededor del Sol. Sin embargo, en el L2, exactamente alineado con el Sol y la Tierra,la gravedad añadida de los dos grandes cuerpos tirando en la misma dirección da a la nave un impulso extra de energía. El Telescopio Webb se colocará en una órbita suave alrededor de este punto L2. En la siguiente ilustración podéis ver la ubicación del Telescopio Espacial Hubble y la futura ubicación del Telescopio Espacial James Webb.


¿Por qué enviar el telescopio al punto L2? Cuando los astrónomos empezaron a pensar en qué punto debían colocar el telescopio hubo varias opiniones al respecto. Para empezar, el Telescopio Webb verá en su totalidad el Universo en luz infrarroja, la que comúnmente se conoce como la radiación del calor. Para dar al telescopio las mejores posibilidades de detección de objetos distantes,es necesaria una temperatura lo más fría posible.
"Una gran ventaja del espacio profundo (como L2) en comparación con la órbita terrestre es que podemos irradiar el calor", dijo Jonathan P. Gardner, científico del proyecto en la misión del Telescopio Webb y director del Laboratorio de Cosmología Observacional de la NASA. "Webb trabaja en el infrarrojo, que es la radiación del calor. Para ver la luz infrarroja de las estrellas y galaxias distantes, el telescopio tiene que estar frío. Un parasol grande protegerá a Webb de la luz solar y de la claridad de la Tierra, dejándolo enfriar a 225 grados Celsius bajo cero. Para que el parasol sea eficaz, Webb tiene que estar colocado en un punto donde la Tierra y el Sol se encuentren en la misma dirección."
Con el Sol y la Tierra en la misma parte del cielo, el Telescopio Webb podrá disfrutar de una bella vista y sin trabas del Universo. En comparación, el Telescopio Espacial Hubble,en una órbita terrestre baja, entra y sale de la sombra de la Tierra cada 90 minutos. Esto puede limitar la capacidad del telescopio.
El Telescopio Espacial Spitzer, otro telescopio infrarrojo, está en órbita alrededor del Sol y alejándose de la Tierra. Spitzer está ya a más de 100 millones de kilómetros de distancia de la Tierra, y, finalmente, su camino lo llevará al otro lado del Sol. Una vez que ya no podamos comunicarnos con el Spitzer, significará que está al final de su vida y de su misión.
Por el contrario, un beneficio importante de estacionamiento en L2 es la facilidad de las comunicaciones. En esencia, el telescopio Webb estará siempre en el mismo punto del espacio. "Podemos tener comunicación continua con Webb a través de la Red del Espacio Profundo (DSN)", dijo Gardner.
Incluso antes del telescopio Webb, L2 ha sido conocido por los astrónomos como un buen lugar para los observatorios en el espacio. Ya hay varios satélites en la órbita L2, incluidos el WMAP, Herschel y Planck. Pero hay mucho espacio para otro vecino, y el telescopio Webb se dirigirá a L2 en un futuro próximo.
El telescopio Webb es un proyecto conjunto de la NASA, la Agencia Espacial Europea y la Agencia Espacial Canadiense.

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Piel de elefante en la Luna

A esta textura divisada en la Luna, que se muestra en la imagen de la izquierda, se la conoce como "piel de elefante". La fotografía fue tomada el pasado 13 de mayo por la cámara a bordo del Lunar Reconnaissanse Orbiter en la región de la Constelación de Mendel-Rydberg.
Sería interesante saber qué causa estos patrones. La teoría más aceptada indica que es probable que esta textura se produzca como resultado de lentos movimientos terrestres causados por los ciclos térmicos entre el día y la noche lunar, así como por las sacudidas que producen los impactos de meteoritos. Pero los científicos lunares, evidentemente, no están seguros de las causas, aunque tienen la esperanza de que la alta resolución de las imágenes de la LROC ayuden a diferenciar las causas de esta textura lunar.Este paisaje se percibe mucho mejor cuando el terreno es iluminado desde un ángulo oblicuo, que singulariza los sutiles rasgos topográficos gracias a un juego de luces y sombras.
En la siguiente imagen tenemos una fracción pequeña de la fotografía superior para poder apreciar mejor esta textura.


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Nuevos datos sobre los gases de Io

La luna de Júpiter Io es uno de los lugares más extraños del Sistema Solar. Posee montañas de gran altura, emite gases malolientes a su tenue atmósfera y presenta altos niveles de actividad volcánica.
Un nuevo estudio de alguno de los compuestos presentes en esta luna joviana ha revelado nuevos detalles fascinantes acerca de este peculiar mundo.
"Es un lugar emocionante," dijo  la investigadora Arielle Moullet del Centro Harvard Smithsonian para Astrofísica. "Es el lugar más volcánico del Sistema Solar y, en lo que conocemos en el Universo. Es única."
Moullet y sus colegas utilizaron el Submillimeter Array, un conjunto de telescopios de radio en Mauna Kea, en Hawai, para buscar las firmas de varios productos químicos en la atmósfera de la luna, entre ellos el dióxido de azufre, monóxido de azufre y cloruro de sodio. Los investigadores encontraron que estos gases malolientes tienden a concentrarse en el lado de Io opuesto a Júpiter.
"Estas especies se encuentran muy cerca de los principales centros volcánicos, lo que podría sugerir fuertemente que en realidad son impulsados por los procesos volcánicos", dijo Moullet. La científica reconoció que esta luna no es un lugar muy agradable por el olor a huevo podrido de los gases de azufre.

Gaseosa luna volcánica.

De hecho, es impresionante que la luna joviana puede aferrarse a estos gases tenues.
Io tiene de especial que a pesar de ser pequeña es capaz de retener una atmósfera. Tiene el tamaño de nuestra Luna, por lo que los científicos están buscando la fuente de sus gases.
Los científicos creen que la atmósfera está ligada a la intensa actividad geológica presente en esta luna, generada por las fuerzas de mareas debidas a la corta distancia que la separa de Júpiter (420.000 kilómetros), y a la masa del gigante gaseoso. Debido a estas fuerzas hay una diferencia medible entre la fuerza con la que Júpiter tira del lado cercano de Io, a la fuerza con la que tira de su lado opuesto.
Las fuerzas de marea provocan que las capas internas de Io circulen y se rocen entre sí, creando una fricción que calienta y funde las capas de magma que emergen en erupciones volcánicas.
Los volcanes expulsan material que tiende a congelarse rápidamente después de alcanza la superficie de Io, ya que la temperatura de la luna puede alcanzar los -183 grados Celsius. Con el tiempo la capa de hielo se sublima en sulfúrico o directamente en gas para crear una atmósfera tenue en la luna.

Grandes picos de Io.

La intensa actividad geológica es también responsable de los picos rocosos de Io, incluyendo algunas montañas más altas que el Monte Everest. Los investigadores esperan que los instrumentos más potentes del futuro ayuden a resolver los misterios que aún encierra esta luna.
En particular,hay un proyecto conjunto de la NASA y de la Agencia Espacial Europea para un estudio más profundo de Júpiter y Europa en el que se espera conocer también más acerca de Io. Se espera que esta sonda llamada EJSM (Sistema de Misión de Júpiter, Europa) se lance en el año 2020.

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lunes, 28 de junio de 2010

Un extraño agujero en la Luna

Nuevas fotografías de la Luna han puesto de manifiesto una vista más detallada de un agujero poco común en la superficie de nuestro satélite. En la imagen podemos apreciar un pozo lo suficientemente grande como para tragarse un campo de fútbol entero.Las cámaras de alta resolución a bordo de la nave japonesa Kaguya detectó por primera vez el abismo de forma irregular, situado en Mare Ingenii en el hemisferio sur de la Luna. Ahora, la Lunar Reconnaissance Orbiter de la NASA ha tomado una nueva fotografía del pozo.
"Hasta ahora sólo han sido descubiertos tres, así que todavía es aventurado afirmar que estos pozos son raros en la superficie lunar", dijo Mark Robinson, investigador principal de la Lunar Reconnaissance Orbiter Camera (LROC).
Mare Ingenii, también llamado el "mar de la inteligencia," es conocido por sus prominentes remolinos lunares, que son características de la superficie altamente reflexiva que se asocian con anomalías magnéticas. Las nuevas imágenes de la región de la LROC muestran un hoyo gigante que mide unos 130 metros de diámetro.
Las piedras y los desechos que quedan en el suelo de la cavidad son parcialmente iluminados y probablemente se originaron en la superficie, cayendo a través de la apertura durante su colapso. El agujero se cree que es el resultado de un tubo de lava que se derrumbó parcialmente.
Un agujero similar, que se creía que era un tubo de lava, fue descubierto previamente por la misión Kaguya en la región de las colinas Marius de la Luna. El nuevo agujero de Mare Ingenii, sin embargo,carece de las numerosas características volcánicas que se encontraron en la región Marius Hills.
"La existencia de los tubos de lava se ha postulado durante mucho tiempo", dijo Robison. "Sin embargo, es una sorpresa lo bien que están conservados los tres que se han descubierto hasta ahora".
Un examen más detenido de la Mare Ingenii podrían ayudar a los científicos a entender las diferencias entre las dos zonas de la superficie lunar, y esos descubrimientos también podría estimular aún más la exploración de la Luna, dijo Robinson.

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Un modelo doble explica la situación de las pequeñas lunas de Saturno

Un equipo de investigadores franceses ha desarrollado un modelo para seguir la expansión de los anillos de Saturno y otro para ver la evolución de las órbitas de los satélites. La unión de los dos modelos consigue explicar la formación de las más jóvenes y pequeñas lunas de Saturno, algo que hasta ahora no estaba al alcance de la capacidad de cálculo de los ordenadores.
Los científicos consideran que las principales lunas que orbitan los planetas gigantes se formaron cuando lo hicieron sus planetas, hace unos 4.500 millones de años. A pesar de ello, algunas de las pequeñas lunas de Saturno son demasiado jóvenes (menos de 10 millones de años) para que sea su caso.
Una posibilidad es que las lunas se formaran en el borde de los anillos de Saturno, donde se acumulan agregados de partículas de hielo junto a restos rocosos y de polvo. Pero hasta ahora el poder de computación de los ordenadores era insuficiente y ha hecho imposible modelar cómo podría haber ocurrido este proceso.
Esta semana un equipo de investigadores, liderados por Sébastien Charnoz de la Universidad París Diderot-CNRS (Francia), proponen en Nature un modelo hidrodinámico (unidimensional) para seguir la evolución de los anillos, y otro orbital (analítico) para rastrear el nacimiento de las lunitas y evaluar cómo su formación se ve afectada por los anillos y por Saturno en sí mismo.
“Estamos familiarizados con las simulaciones por ordenador en 3D, y los modelos que tenemos son muy precisos en periodos cortos de tiempo (se puede simular la evolución de las galaxias con pocas órbitas, o los anillos de Saturno para 1 o 2 órbitas), pero no se puede simular la evolución en escalas de tiempo largas debido a las limitaciones de los ordenadores, incluso con los más caros”, explica Sébastien Charnoz a SINC.
“Con los satélites de Saturno necesitamos calcular la evolución de cerca de un billón de órbitas, y los mejores equipos solo pueden abordar unas 100 como mucho, así que la idea era dividir el problema en dos más simples, tratando cada uno con un programa especial (modelo hidrodinámico para la difusión de los anillos y programa para ver la evolución orbital de satélites), y acoplarlos en un modelo único”, aclara el investigador.

Hablan los satélites y los anillos

En cada punto de tiempo los anillos "dicen" a los satélites cómo se propagan, y los satélites, a su vez, "dicen" al anillo donde están. El resultado es una simple descripción del problema, pero que puede usarse en miles de millones de órbitas.
A través de esta simulación híbrida, el grupo muestra cómo la “propagación viscosa” de los anillos de Saturno más allá del límite de Roche (la distancia del planeta a partir de la cual los anillos llegan a ser gravitacionalmente inestables) podría haber dado lugar a las pequeñas lunas.
Sébastien Charnoz explica en qué consiste la propagación viscosa: “En astrofísica los discos son como ‘crepes’ que de forma natural tienden a propagarse hacia el exterior. Es el caso de las galaxias, el disco alrededor de un agujero negro, los discos gaseosos que rodean las estrellas… o los anillos de Saturno. Esto se debe a las colisiones que se producen entre las partículas dentro del disco, que tienden a ir en todas direcciones. El resultado es una expansión del sistema, como lo hace una mancha de petróleo, por ejemplo”.
El modelo logra reproducir la distribución de las masas de las pequeñas lunas y la arquitectura orbital. El confinamiento actual de los anillos principales y la existencia del denominado “anillo F” de polvo parece ser consecuencia directa de la suma de la evolución viscosa y la formación de satélites.
Los anillos de Saturno, como un mini disco protoplanetario, puede ser el último lugar donde se produjo acreción activa en el Sistema Solar, hace entre un millón y diez millones de años.

Otras aplicaciones del modelo

“Nuestro modelo es muy adecuado para calcular cualquier disco ‘astrofísico’ en la interacción con un cuerpo. Esto incluye (al menos) los anillos y discos protoplanetarios, y también el disco protolunar (el disco que originó a la Luna)”, comenta Charnoz.
Los investigadores planean adaptar el código desarrollado en discos protoplanetarios para calcular la evolución paralela de estos discos bajo la acción de los planetas jóvenes.
“Otra posibilidad muy interesante es computar la formación de la Luna de los discos protolunares. Las primeras pruebas han demostrado que nuestro modelo reproduce la acreción de los discos de la luna protolunar en unos 5 minutos de tiempo de computadora”, apunta el científico.
“Queremos calcular la composición química de la protoluna mientras se estaba formando. Este es un problema sin resolver desde hace tiempo en astronomía ya que aún no se comprende plenamente porqué parece tener la misma composición de oxígeno que la Tierra y al mismo tiempo, tan poca agua y tan poco hierro”.

Un nuevo estudio sugiere que Marte no tuvo un gran océano

Según un nuevo estudio, el agua habría estado extendida por toda la superficie de Marte pero no en forma de océanos.


Al observar la mineralogía interior de los cráteres de las llanuras del norte de Marte y comparándola con la composición de las regiones en el hemisferio sur, los científicos han encontrado que el agua líquida alteró probablemente y de manera generalizada la mayoría de la corteza del Planeta Rojo hace unos 4 mil millones de años. Sin embargo, los nuevos resultados no son compatibles con otros estudios recientes que sugieren la existencia de un océano gigante que cubría las tierras altas del norte de Marte. Usando el instrumento OMEGA de la Mars Express y el instrumento CRISM de la Mars Reconnaissance Orbiter, John Carter, de la Universidad de Bibring de París, junto a otros científicos de Francia y los Estados Unidos, investigó grandes cráteres encontrando minerales que podrían haberse formado en presencia de agua. "Hemos detectado minerales hidratados en unos 10 de estos cráteres", dijo Carter. "Y llegamos a la conclusión de que la antigua corteza fue modificada de una manera muy similar tanto en el sur como en el norte, en un ambiente mucho más temprano, en las que se daban unas condiciones más cálidas y húmedas".
Carter agregó que en términos de la historia hídrica en Marte, esto significa que el agua líquida existió cerca de la superficie de un Marte primitivo a escala planetaria, y no limitada a un hemisferio.
Marte muestra una dicotomía entre el norte y el sur, así que mientras el sur muestra una superficie antigua, llena de cráteres, el norte muestra una superficie joven con llanuras bajas. Esto se debe a los procesos volcánicos que cubrieron de lava una parte de las tierras bajas borrando cualquier estructura antigua.
En la siguiente imagen tenemos al cráter Kunowsky,centrado en una latitud de 350,3 ° E, 56,8 ° N. En el mapa elaborado por CRISM muestra en diferentes colores a los distintos minerales presentes. Las líneas blancas punteadas indican los límites de las dos observaciones adyacentes.


Carter y su equipo comenzaron su trabajo en base a unos estudios de cientos de lugares del hemisferio sur de Marte que demuestran que los minerales hidratados se formaron sobre o cerca de la superficie del planeta hace unos 4 mil millones de años en un ambiente cálido y húmedo. Si bien  hoy Marte no puede mantener agua líquida en su superficie, los científicos saben que ha existido un sistema hidrológico débil en el hemisferio sur en base a las pruebas geológicas y morfológicas anteriores.
Si los minerales del hemisferio norte de Marte se formaron en presencia de agua,estos fueron enterrados por la lava generalizada e intensa que cubrió la zona hace 3 mil millones de años, volviendo a allanar esa región del planeta. Pero si nos fijamos en los cráteres de impacto, vemos que nos pueden ofrecer una ventana al pasado de Marte al penetrar a través de la corriente de lava y dejar a la luz trozos antiguos de la corteza marciana.
Carter dijo que los datos de OMEGA y CRISM muestran la asociación de minerales dentro y alrededor de estos cráteres en el norte muy similares a los que se ven en las antiguas tierras altas del sur, que incluyen filosilicatos o silicatos hidratados.
"Nuestro trabajo amplía nuestra visión del agua líquida en Marte", dijo Carter, "difundir nuestro estudio a regiones más amplias del planeta pueden constituir una restricción sobre el momento que ocurrió la alteración del hemisferio norte con respecto a su formación."
Otra de las conclusiones, dijo Carter, es que estas detecciones pueden ser un obstáculo para conocer el momento en el que Marte pudo haber sido propicio para la formación de la vida. "El escenario principal que explica la dicotomía es la de un impacto oblicuo entre Marte y un cuerpo celeste. Ese impacto seguramente habría destruido cualquier mineral hidratado pre-existente en la profundidad a la que los estamos viendo o pensamos que están. Así, la era de la estabilidad de las aguas que pudo tener lugar después de este gran impacto, no duró mucho tiempo (varios cientos de millones de años más). Así, nuestro trabajo puede proporcionar un límite inferior de esta era. "
En la siguiente imagen tenemos un mosaico del cráter Stokes, centrado en una latitud de 171,35 ° E, 55,56 °N


Mucho se ha especulado de la existencia de un gran océano sobre la superficie del hemisferio norte marciano, pero Carter aporta pruebas contrarias a su existencia, ya que no existe evidencia morfológica ni mineralógica de tal océano. En los aproximadamente 10 cráteres de las llanuras del norte donde encontraron minerales hidratados, también encontraron minerales máficos como el olivino. El olivino es fácilmente alterable bajo la presencia de agua, por lo que de haber existido un gran océano en el hemisferio norte, hubiera alterado a este mineral.
Carter dice que el estudio de estos cráteres es un desafío, ya que es difícil distinguir las rocas que son excavadas por los impactos y las que se formaron tras él.
Los cráteres marcianos también nos pueden ayudar a comprender mejor este fenómeno aquí en la Tierra ya que no se ven tan afectados por la erosión como en nuestro planeta.
Esta nueva investigación aparece en la edición 25 de junio 2010 de Science.

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sábado, 26 de junio de 2010

Galería de figuras cósmicas peculiares. 8ª parte.

Algunos cuentos infantiles dicen que las brujas surcan el cielo volando sobre sus escobas. Así que no es de extrañar que las encontremos en nuestro Universo junto a sus escobas.
Otras leyendas hablan de fantasma que levitan en el aire. Normalmente todas estas historias tienen un único fin y es el de asustar a los más pequeños y a los adultos más crédulos. Pero hoy vamos a aprender un poco de ciencia de estas historias pseudocientíficas analizando seis objetos celestes cuyas formas se han relacionado con el mundo esotérico. En una próxima entrega volveremos a abordar la temática de las leyendas para analizar las criaturas y los conceptos presentes en los cuentos de hadas que también han traspasado nuestra atmósfera. En la galería de hoy nos centraremos en las brujas y en los fantasmas que pueblan nuestro Universo.


Nebulosa Cabeza de Bruja.

Todos los aficionados a la astronomía hemos visto fotografías de la Nebulosa Cabeza de Caballo en Orión, pero algunos no se han percatado que en la misma constelación contamos con otra peculiar nebulosa denominada formalmente IC 2118. Esta nebulosa dista de la Tierra 1000 años-luz y brilla sobre todo por la luz que refleja de la estrella Rigel, a la que está asociada, y que podemos ver situada en la esquina superior derecha de la imagen.
El color azul es causado no sólo por Rigel, sino porque los granos de polvo reflejan con mayor eficiencia la luz azul que la roja. El mismo proceso físico hace que el cielo diurno terrestre aparezca azul, aunque los responsables en nuestra atmósfera sean las moléculas de nitrógeno y oxígeno.



Nebulosa Escoba de Bruja.

Hace unos 10.000 años, explotó una estrella cuyo remanente podemos ver hoy en día. NGC 6960 presenta un color potenciado al impactar y excitar al gas existente en las regiones vecinas. Este remanente de supernova de encuentra a 1.400 años luz en la constelación del Cisne. El resplandor al centro de la imagen corresponde a la estrella 52 Cygni, reconocible a simple vista y relacionada solo posicionalmente con respecto a esta antigua remanente de supernova, ya que no tiene nada que ver con ella.



Nebulosa Pequeño Fantasma.

NGC 6369 es una nebulosa planetaria en la constelación de Ofiuco descubierta en 1784 por William Herschel. También recibe los nombres de Nebulosa del Pequeño Espíritu o Nebulosa del Pequeño Fantasma, ya que aparece como una pequeña nube fantasmal que rodea a la tenue estrella central. Representa el destino final de una estrella de masa similar al Sol, que tras finalizar la fase de gigante roja, expulsa sus capas exteriores hacia el espacio para formar la nebulosa.
Mediante el Telescopio Espacial Hubble se ha observado que la estrella remanente en el centro de NGC 6369 está enviando luz ultravioleta sobre el gas que la rodea, ionizándolo y haciendo que la nebulosa brille.
En el gas rojizo que se encuentra a mayor distancia de la estrella indica que el proceso de ionización se encuentra menos avanzado. Aún más lejos del cuerpo principal de la nebulosa, se pueden observar algunos débiles restos del gas que escapó de la estrella al principio del proceso de eyección.



Nebulosa Fantasma de Júpiter.

Después que una estrella tipo Sol completa la fusión en su centro, expulsa sus capas exteriores en un hermoso despliegue cósmico, conocido por nosotros como Nebulosa Planetaria. La imagen nos muestra a la nebulosa planetaria NGC 3242, el remanente estelar de la estrella enana blanca visible en el centro. Esta nebulosa a veces la llaman "El Fantasma de Júpiter" por su apariencia débil, pero similar a nuestro gigante del Sistema Solar. NGC 3242, sin embargo, se encuentra mucho más distante que los 40 minutos-luz que nos separan de Júpiter. Esta nebulosa planetaria se encuentra a 1.400 años-luz en las regiones del cielo comprendidas por la constelación de Hydra. Hasta hoy, los jet rojizos que se observan hacia los bordes de la nebulosa son un misterio. Fue descubierta por William Herschel el 7 de febrero de 1785.



Nebulosa Cabeza de Fantasma.

La nebulosa "Cabeza de fantasma" nombrada científicamente NGC 2080 está en la Gran Nube de Magallanes, si constelación es Dorado, la zona central y blanca tiene estrellas masivas en formación, las dos luces blancas, que corresponderían a los ojos del fantasma, son burbujas de hidrógeno y oxígeno, está a unos 168.000 años luz de nosotros, la descubrió John Herschel, astrónomo británico hijo de otro ilustre que ya ha pasado por el blog como es William Hersche, le han dedicado un cráter en la luna, él más que descubrir puso orden en los descubrimientos y supo de leyes físicas universales, muy importante en la fotografía ya que descubrió el tiosulfato de sodio como fijador de las sales de plata y la aplicación del hiposulfato de sodio a las misma, así se mantenía la imagen captada por la cámara.



Fantasma de Mirach.

Para lo que suelen se los fantasmas, el Fantasma de Mirach realmente no da tanto miedo . De hecho, el fantasma de Mirach es simplemente una tenue y borrosa galaxia bien conocida por los astrónomos, que se ve cerca de Mirach , una brillante estrella en Andrómeda. Centrada en este campo de estrellas, Mirach también se le conoce como Beta Andrómeda. A unos 200 años luz de distancia, Mirach es una gigante roja, más fría que nuestro Sol pero mucho más grande e intrínsecamente mucho más brillante que nuestra estrella padre.
En muchas vistas telescópicas, el brillo y las trazas de difracción tienden a esconder las cosas que yacen cerca de Mirach y la hacen de la tenue y borrosa galaxia parecer como una reflexión interna fantasmagórica de la casi aplastante luz estelar.
Como se ve en esta nítida imagen justo por encima a la derecha, el fantasma de Mirach está catalogado como la galaxia NGC 404 y se estima que está a unos 10 millones de años luz de distancia.



Spitzer nos desvela las estrellas más frías descubiertas hasta la fecha

Los astrónomos han encontrado 14 estrellas que pueden ser las más frías conocidas hasta ahora en nuestro Universo.
Estas estrellas fallidas, llamadas enanas marrones, son tan frías y tenues que sería imposible verlas con los telescopios actuales de luz visible. Pero la visión infrarroja de Spitzer pudo capturar su débil luz.
Estos nuevos objetos tienen temperaturas de más o menos 450 a 600 Kelvin. En cuanto a lo que estrellas se refiere, esta es una temperatura glacial; tan frías en algunos casos, como los planetas que giran alrededor de otras estrellas.
Estos cuerpos fríos se han mantenido fuera de nuestro alcance durante años, pero pronto empezarán a salir de la oscuridad. Se espera que la misión WISE de la NASA, que en este momento está escaneando el cielo en longitudes de onda infrarrojas, encuentre cientos de objetos similares, e incluso más fríos aún. WISE está recorriendo un volumen de espacio 40 veces mayor que el cartografiado por el Spitzer, que se concentró en una región en la constelación de Bootes. La misión Spitzer está diseñada para observar en detalle sectores definidos del cielo, mientras que WISE está recorriendo todo el cielo.
“WISE está buscando por todo el cielo, por lo que las enanas marrones más frías van a aparecer a nuestro alrededor”, dijo Peter Eisenhardt, científico del proyecto WISE en el Jet Propulsion Laboratory de la NASA, en Pasadena, California, y autor principal de un documento reciente publicado en Astronomical Journal sobre los descubrimientos del Spitzer. “Incluso puede ser que encuentre una enana marrón fría más cercana a nosotros que Proxima Centauri, la estrella más cercana que conocemos.”


Las enanas marrones se forman como las estrellas, mediante el colapso del polvo y el gas, pero son mucho más pequeñas no acumulando nunca la masa suficiente para encender la fusión nuclear y brillar con luz estelar. Las enanas marrones más pequeñas que conocemos tienen de 5 a 10 veces la masa de Júpiter, que tiene una masa parecida a la de otros planetas gigantes gaseosos que conocemos alrededor de otras estrellas. Las enanas marrones poseen un poco de calor interno, fruto del proceso de su formación, pero al envejecer se enfrían. La primera enana marrón descubierta se anunció en 1995.
“Las enanas marrones son como planetas, en cierta forma, pero están aisladas”, dijo el astrónomo Daniel Stern. “Esto hace que sean interesantes para los astrónomos: son los laboratorios perfectos para estudiar cuerpos con masas planetarias.”
Se cree que la mayoría de las nuevas enanas marrones que ha encontrado Spitzer pertenecen a la clase más fría de enanas marrones que conocemos, llamadas enanas T, que se definen como de menos de 1.500 grados Kelvin. Uno de los objetos parece ser tan frío que incluso puede ser una enana Y, buscada durante mucho tiempo, una clase aún más fría de estrellas. Las clases T e Y forman parte de un sistema mayor que categoriza a todas las estrellas. Por ejemplo, las estrellas más calientes y más masivas son las estrellas O, nuestro Sol es una estrella G.
“Los modelos indican que puede haber una nueva clase de estrellas, las enanas Y, que no hemos encontrado todavía”, dijoDavy Kirkpatrick, co-autor del estudio y miembro del equipo científico de WISE en el Instituto de Tecnología de California, en Pasadena, California. “Si estos esquivos objetos existen, WISE los encontrará”. Kirkpatrick es un experto mundial en enanas marrones; él creó las clasificaciones L, T e Y para las estrellas más frías.
Kirkpatrick dice que es posible que Wise pueda encontrar un objeto helado del tamaño de Neptuno o mayor en los confines de nuestro Sistema Solar; miles de veces más lejos del Sol que la Tierra. Hay algunas teorías que hablan de la existencia de una enana marrón compañera de nuestro Sol, apodada hipotéticamente Némesis".
“Ahora, sin embargo, estamos bautizando como “Tyche” a esta hipotética enana marrón, por la contraparte benevolente de Némesis”, dijo Kirkpatrick”. “Aunque hay pocas pruebas que permitan sugerir un gran cuerpo en una órbita amplia y estable alrededor del Sol, WISE debería ser capaz de encontrarlo, o descartar su existencia para siempre.”
Los 14 objetos encontrados por el Spitzer están a cientos de años luz de distancia; demasiado lejos y débiles para ser vistos por los telescopios terrestres y para confirmarlos con un método llamado espectroscopia. Pero su presencia implica que hay un centenar o más dentro de apenas 25 años luz de nuestro Sol. Como WISE está buscando por todas partes, encontrará estos cuerpos que faltan, que estarán suficientemente cerca como para confirmarlos con espectroscopia. Es posible que incluso WISE encuentre más enanas marrones dentro de los 25 años-luz del Sol que la cantidad de estrellas conocidas en este espacio.
“WISE va a transformar nuestra visión de la vecindad solar”, dijo Eisenhardt. Vamos a estudiar a nuestros nuevos vecinos con gran detalle.”

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Posible candidato para un tubo de lava

En febrero, el equipo científico de la Chandrayaan-1 tuvo una reunión en Ahmedabad, India, para compartir sus resultado con otros investigadores. Entre los temas tratados, se disertó sobre la identificación de un tubo de lava colapsado. Los científicos encargados de esta identificación son AS Arya, RP Rajasekhar, Ajai, AS Kiran Kumar, y RR Navalfund del Centro de Aplicaciones Espaciales (SAC) de la Organización de Investigación Espacial India (ISRO).
En un documento recogen datos e imágenes de lo que podría ser un tubo de lava en el que algunas de sus galerías podrían estar intactas. Estos lugares tienen un elevado interés científicos porque servirían de refugios para las posibles futuras misiones humanas. Estas formaciones geológicas podrían de alguna manera proteger a los  seres humanos de la intensa radiación solar y de las amplias oscilaciones de temperaturas que hacen que la vida en la superficie lunar sea peligrosa para la vida humana, por lo que muchos metros de roca pueden proteger a los exploradores.
El problema radica en la dificultad de encontrar secciones de tubos de lava desde el espacio, porque si los techos están intactos, no podemos percibir la cavidad subterránea. Arya y sus coautores describen un canal lunar que consideran un buen candidato para un lugar donde podría existir un segmento colapsado que posee cavernas subterráneas. Esta imagen se ha obtenido desde el Lunar Orbiter IV:


Un pequeño segmento de este canal situado dentro de Oceanus Procellarum es discontinuo, lo que sugiere que parte de él posee un techo intacto. Este canal tiene una longitud de unos 3,65 kilómetros en dirección noreste-sudoeste. A dos kilómetros al sudoeste del canal principal existe otro canal más pequeño de 0,73 km de longitud que podría ser una extensión del tubo principal. Entre los dos tramos parece que el techo de lava no se derrumbó por alguna razón.
La fotografía muestra que es plausible que los dos segmentos del canal lunar sean porciones de un único tubo, pero eso no significa necesariamente que el segmento del medio sea en realidad una caverna subterránea. Es posible que no se halla derrumbado debido a algunas acumulaciones internas de lava que lo han sostenido taponando la posible cavidad. Pero examinando las imágenes, Arya y sus compañeros argumentan que el tubo se encuentra hueco. Aquí hay dos vistas en perspectiva del tubo generadas a partir de imágenes estereoscópicas obtenidas a partir de la cámara de cartografía del terreno (TMC) de la Chandrayaan-1.



El canal lunar se encuentra a 58.317 ° W, 14,111 ° N. Los datos topográficos indican que la superficie de la serie de sesiones de la corteza lunar entre los dos segmentos del canal lunar tienen una topografía continua con las llanuras circundantes, lo que sugiere que las secciones abiertas del canal lunar son áreas donde el techo se ha derrumbado en una caverna subterránea. Los argumentos para avalar que la caverna esté abierta son por ejemplo que la caída a lo largo de la formación es de unos 120 metros. Esto sugiere que el canal más pequeño es menor que el canal principal, lo que conlleva a una continuidad del canal lunar principal en dirección suroeste. Dentro del área de estudio, al sur del canal lunar principal, la topografía muestra una caída en la pendiente, alrededor de 160 metros de este-sudeste a oeste-noroeste. Esto excluye cualquier posibilidad de que el flujo de lava llene la porción intermitente de estos dos rilles después de su emplazamiento como un tubo volcánico único, mientras que la porción restante entre las dos rilles es el techo que se desplomó.
Estos son los tipos de estudios deben hacerse para ayudar a determinar a qué localidades se deben dar prioridad para la investigación más detallada, y con una mayor resolución con instrumentos como el Lunar Reconnaissance Orbiter Camera.

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viernes, 25 de junio de 2010

Imagen Astronómica de Día


El fuerte de Alamut está situado en las Montañas Alborz en Irán. Y desde este natural paisaje, Babak Tafreshi, nos ofrece esta espectacular fotografía que ha sido seleccionada como Imagen Astronómica del Día.

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Clasificación de las galaxias según la secuencia de Hubble

Esta entrada se escribe para celebrar la VIII edición del Carnaval de la Física que este mes se celebra en el Blog Pirulo Cósmico.

Las galaxias tienen tres configuraciones distintas: elípticas, espirales e irregulares. Una descripción algo más detallada, basada en su apariencia, es la provista por la secuencia de Hubble, propuesta en el año 1936. Este esquema, que sólo descansa en la apariencia visual, no toma en cuenta otros aspectos, tales como la tasa de formación de estrellas o la actividad del núcleo galáctico.



1.- Galaxias elípticas.

Estas galaxias tienen forma de elipse y se denominan entre E0 y E7 dependiendo del grado en el que la elipse está ovalada. De hecho, si este número se multiplica por 10, obtenemos el valor de la excentricidad de la galaxia. Es decir, las galaxias E0, tienen una excentricidad nula, lo que significa que son esféricas.
Las galaxias elípticas varían considerablemente en tamaño, masa y luminosidad las unas de las otras. Por ejemplo, M87 es una galaxia elíptica muy activa que posee la población de cúmulos globulares más grande observada en una galaxia.
En general, se trata de galaxias cuyas estrellas son muy viejas, aunque se han detectado zonas de formación estelar producto de la fusión de dos galaxias. Otra características de las elípticas es la ausencia de polvo y gas a partir del cual puedan nacer nuevas estrellas. De izquierda a derecha son M87 y M59.



2.- Galaxias espirales

Estas galaxias presentan las siguientes propiedades: están compuestas por una formación central de estrellas denominada bulbo que está rodeada por un disco plano formado por materia interestelar, gas y polvo, estrellas jóvenes y cúmulos abiertos. En el halo de estas galaxias se encuentran los cúmulos globulares compuestos por estrellas viejas.
Los bulbos de estas galaxias se asemejan a una galaxia elíptica en apariencia y propiedades, y además, en la mayoría de los casos poseen un agujero negro en su centro. En los ejemplos tenemos a M74 a la izquierda y a M101 a la derecha.



Las galaxias espirales se dividen en dos tipos: galaxias lenticulares y galaxias espirales barradas.

2.1.- Una galaxia lenticular es un tipo de galaxia intermedia entre una galaxia elíptica y una galaxia espiral. Tienen forma de disco y han consumido la mayor parte de su materia interestelar. Carecen de brazos espirales. Estas galaxias suelen abundar en los cúmulos de galaxias ricos, en detrimento de las galaxias espirales, ya que al parecer en su origen eran galaxias espirales que perdieron su materia interestelar debido a las interacciones gravitatorias con otras galaxias del cúmulo. Como ejemplos tenemos de izquierda a derecha a NCG 5866 y a NGC 3115.



2.2.-Una galaxia espiral barrada es una galaxia que posee en su núcleo una barra central de estrellas que abarca de un lado al otro de la galaxia. Las barras son relativamente comunes en las galaxias y afectan al movimiento de las estrellas, del gas interestelar, e incluso de los brazos espirales. Estimaciones actuales indican que hasta dos tercios de las galaxias espirales poseen una barra. Hubble clasificó a su vez a las galaxias espirales barradas en tres categorías teniendo en cuenta la apertura de los brazos espirales. Las de tipo SBa tienen los brazos fuertemente unidos y una gran protuberancia central, las galaxias de tipo SBb son intermedias entre las SBa y las SBc, las cuales tienen los brazos muy sueltos. Y finalmente, las SBd tienen los brazos aún más separados que los anteriores tipos, con un núcleo casi inexistente. Un quinto tipo, SBm, se creó posteriormente para describir una galaxia espiral irregular, como las Nubes de Magallanes, que inicialmente fueron clasificadas como galaxias irregulares pero donde a la postre, se encontraron estructuras de espirales barradas. Las teorías actuales estiman que las barras son fenómenos temporales en este tipo de galaxias. La estructura de la barra degenerará con el tiempo pasando la galaxia a tener una forma de espiral barrada a una forma de espiral regular. Lo que sí se conoce con certeza, gracias a los datos aportados por diversos instrumentos ópticos en diferentes longitudes de onda, es que las barras son zonas que impulsan la formación estelar en el interior de las galaxias que las albergan, canalizando el gas interestelar desde los brazos espirales hasta el interior de la estructura generando con ello un pseudobulbo. Nuestra galaxia, la Vía Láctea, es una espiral barrada con un agujero negro en su núcleo. En los ejemplos tenemos a NGC1300 a la izquierda y a NGC 5643 a la derecha.



3.-Galaxias irregulares.

Son todas aquellas galaxias que no encajan en las categorías anteriores. Hay dos tipos de galaxias irregulares. Una galaxia Irr-I es una galaxia irregular que muestra alguna estructura pero no la suficiente como para encuadrarla claramente en la clasificación de las secuencia de Hubble. Una galaxia Irr-II es una galaxia irregular que no muestra ninguna estructura que pueda encuadrarla en la secuencia de Hubble.

Las galaxias enanas irregulares suelen etiquetarse como dI. Algunas galaxias irregulares son pequeñas galaxias espirales distorsionadas por la gravedad de un vecino mucho mayor.
Apenas un 5% de las galaxias brillantes reciben el nombre de galaxia irregular.

En los ejemplos tenemos a NGC 1427 y a la Pequeña Nube de Magallanes.



4.- Galaxias enanas.

Una galaxia enana es una galaxia compuesta por varios miles de millones de estrellas. Esta cifra puede parecer enorme, pero en términos astronómicos es muy pequeña. Nuestra galaxia, por ejemplo, tiene entre 200 y 400 mil millones de estrellas. Estas galaxias son las más comunes del Universo y frecuentemente orbitan alrededor de galaxias mayores. Se han identificado 14 galaxias enanas orbitando a la Vía Láctea. En cuanto a su estructura, las podemos encontrar también elípticas, espirales o irregulares. Como ejemplos tenemos a NGC 1569 y a NGC 1705.





En resumen, podemos suponer el siguiente proceso evolutivo para las galaxias. Las protogalaxias son configuraciones caóticas de gas y polvo del medio intergaláctico que se contraen. A medida que avanza el tiempo, aparece una creciente actividad de estrellas y la galaxia se hace reconocible como de tipo irregular (Irr). Entonces se contrae hacia su plano medio, y surgen los brazos espirales, de forma abierta, en los que se concentra el polvo y donde tiene lugar preferentemente la formación de estrellas. La galaxia pasa a ser de tipo espiral (S), atravesando toda la secuencia correspondiente: Sc, Sb, Sa. Con el tiempo, todo el gas y el polvo se habrán utilizado en la formación de estrellas, los brazos espirales se han arrollado por completo alrededor del núcleo, y la galaxia se caracteriza por sus estrellas viejas y evolucionadas, con movimientos caóticos que no se limitan al plano galáctico. Se ha convertido entonces en una galaxia elíptica (S0). Este proceso se puede invertir gracias a la fusión de galaxias, que volverán a crear zonas de gran formación estelar.