La loca inclinación navideña de Saturno


Usted mira a través del telescopio. Parpadea. Sacude su cabeza y mira otra vez. El planeta que esperaba ver por el ocular no es el que verdaderamente esta allí. ¿Demasiado ponche de huevo?

No, es sólo la loca inclinación navideña de Saturno.

Durante todo el año, los anillos de Saturno han estado inclinándose hacia la Tierra y ahora se encuentran casi perfectamente horizontales. El ángulo de apertura es tan fino como una hoja de papel, apenas 0,8o. Vistos de costado, los anillos, que normalmente lucen anchos y brillantes, se han convertido en una línea de sombras que divide los dos hemisferios de Saturno –una escena de peculiar belleza.

El astrónomo aficionado Efraín Morales Rivera, de Aguadilla, Puerto Rico, ha estado monitoreando a Saturno y ha creado la siguiente imagen compuesta para mostrar cómo ha cambiado su geometría:




Los astrónomos llaman a este fenómeno “cruce de planos anulares”. A medida que Saturno da vueltas alrededor del Sol, periódicamente (una vez cada 14 o 15 años) va inclinando sus anillos hacia la Tierra. Como los anillos son tan delgados, pueden desaparecer del campo visual de un telescopio casero. Justo en el momento del cruce, Saturno experimenta una asombrosa metamorfosis. El anillado planeta se transforma en una solitaria bola de gas, casi irreconocible: fotografía tomada por el telescopio Hubble.

(Apunte histórico: Poco después de que Galileo descubriera los anillos de Saturno, en 1610, éstos desaparecieron precisamente de esa manera. Galileo no comprendió la naturaleza de los anillos y el acto de desaparición lo confundió enormemente. No obstante, su intuición relacionada con la física triunfó. “Ya volverán”, predijo, y sin haber sabido nunca por qué, tuvo razón.)

Sin embargo, todavía no estamos en ese punto. El ángulo de apertura no será exactamente 0o hasta el 4 de septiembre de 2009. Pero no se moleste en marcar su calendario. Saturno estará tan cerca del Sol que nadie podrá ver cómo se desvanecen sus anillos en un abrir y cerrar de ojos.

El mejor momento para observarlos es ahora.

El ángulo de apertura de 0,8o, en la Navidad de 2008, continuará siendo el ángulo mínimo durante cierto tiempo. En enero de 2009, los anillos comenzarán a abrirse de nuevo, una inversión pasajera causada por los movimientos orbitales de la Tierra y de Saturno. Ya cuando empiecen a desaparecer otra vez, en el verano de 2009, Saturno estará acercándose al Sol; mirar a través de un telescopio entonces será peligroso. El próximo cruce de planos anulares que se pueda observar fácilmente no ocurrirá sino hasta el año 2038.

De modo que despierte antes del amanecer del 25 de diciembre, apunte su telescopio hacia la “estrella” dorada en Leo, y contemple la loca inclinación navideña de Saturno: mapa del cielo.

Fuente | NASA


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Planetas que viven al límite



Algunas estrellas lo pasan mal cuando intentan tener planetas. Una nueva imagen del Telescopio Espacial Spitzer de la NASA muestra un conjunto de estas desafortunadas estrellas, nacidas en un vecindario peligroso. Las propias estrellas están a salvo, pero el material que las rodea – los trozos de polvo que podrían haber formado futuros planetas – pueden verse flotando por el espacio.



El peligro en este rincón particular del espacio es un grupo de descomunales estrellas. La radiación y el viento de las estrellas masivas están limpiando a las estrellas menores similares al Sol de su material de formación planetaria.


“Estamos viendo los efectos que las estrellas masivas tienen en las estrellas más pequeñas que intentan formar planetas”, dijo Xavier Koenig, autor principal de un artículo sobre el descubrimiento, publicado recientemente en Astrophysical Journal Letters. “Estas estrellas puede que logren, o no, formar planetas interiores similares a la Tierra, pero es probable que los planetas exteriores como Urano y Neptuno nunca lleguen a formarse”.

Muchas estrellas y planetas de hecho se agrupan y sobreviven en entornos hostiles de estrellas masivas. Algunos astrónomos dicen que nuestro Sol, de edad media, aunque ahora está en una zona tranquila del espacio, en un tiempo residió en una nube rugiente nube de formación estelar masiva. Con el tiempo, las estrellas de estas turbulentas regiones se dispersan, pasando sus últimos años en una relativa soledad.

Las nuevas observaciones de Spitzer ilustran cómo de horribles pueden ser estas regiones de formación estelar. Muestra una porción de una nebulosa de formación estelar activa llamada W5, situada a 6500 años luz de distancia en la constelación de Cassiopeia. La radiación y vientos procedentes de un cúmulo de cuatro estrellas, cada una de ellas 20 veces tan masiva como el Sol, están arrancando el materia de formación planetaria de tres jóvenes estrellas similares al Sol a aproximadamente un año luz de distancia.

Las estrellas similares al Sol tienen entre dos y tres millones de años de antigüedad – la edad a la que se cree que las estrellas empiezan a formar planetas a partir de sus discos de gas y polvo que giran a su alrededor. El polvo de estos discos es visible en las imágenes de Spitzer como colas similares a las de cometas apuntando desde las destructivas estrellas masivas.

El Spitzer, un observatorio infrarrojo, puede ver este polvo de los discos debido a que este polvo está caliente y brilla en luz infrarroja. Desde que se lanzó el telescopio hace más de cinco años, ha identificado un puñado de discos que son arrastrados lejos de sus estrellas.

“A escalas de tiempo astronómicas, estos eventos probablemente son de vida bastante corta”, dijo Koenig. “Probablemente necesitan un millón de años para hacer desaparecer por completo los discos”.

Koenig dijo que el polvo que están siendo barrido es de la parte exterior de los discos de formación planetaria – alrededor de donde estarían las órbitas de Urano y Neptuno en el Sistema Solar y más allá. Eso significa que es posible que alguna Tierra bebé que se forme en estos lejanos sistemas crezca segura. Los planetas exteriores, por otra parte, podrían no ser más que polvo en el viento.

Fuente | Ciencia kanija

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Los astrónomos encuentran el agua más lejana del universo

Los astrónomos han encontrado el agua más lejana vista hasta el momento en el universo, en una galaxia a más de 11 mil millones de años luz de la Tierra. Anteriormente, el agua más lejana se había encontrado en una galaxia a 7000 millones de años luz de la Tierra.



Usando el radiotelescopio gigante de 100 metros de diámetro en Effelsberg, Alemania y el Conjunto Muy Grande de la Fundación Nacional de Ciencia en Nuevo México, los científicos detectaron una reveladora “huella” de radio de moléculas de agua en una galaxia lejana.


La empapada galaxia, conocida como MG J0414+0534, alberga un quásar – un agujero negro supermasivo que alimenta la brillante emisión – en su núcleo. En la región cerca del núcleo, las moléculas de agua están actuando como másers, el equivalente de radio al láser, amplificando las ondas de radio en una frecuencia específica.

Los astrónomos dicen que su descubrimiento indica que tales másers gigantes de agua fueron más comunes en el inicio universo de lo que son ahora. MG J0414+0534 se ve tal y como era cuando el universo tenía aproximadamente un sexto de su edad actual.

A la gran distancia de la galaxia, incluso el reforzamiento de las ondas de radio realizado por los másers no las habría hecho por sí mismo lo bastante potentes para detectarlas con los radiotelescopios. No obstante, los científicos obtuvieron la ayuda de la naturaleza en forma de otra galaxia, a casi 8000 millones de años luz de distancia, situada directamente en la línea de visión de MG J0414+0534 desde la Tierra. La gravedad de la galaxia en primer plano servía como una lente que aumentaba aún más el brillo de la lejana galaxia u hacía visible las emisiones de las moléculas de agua a los radiotelescopios.

“Sólo fuimos capaces de descubrir el agua lejana gracias a la ayuda de las lentes gravitatorias”, dijo Violette Impellizzeri, astrónomo en el Instituto Max-Planck de Radioastronomía (MPIfR) en Bonn, Alemania. “Este telescopio cósmico redujo la cantidad de tiempo necesario para detectar el agua en un factor aproximado de 1000″, añade.

Los astrónomos detectaron por primera vez la señal de agua con el telescopio Effelsberg. Cambiaron entonces hacia la capacidad de imagen más definida del VLA para confirmar que efectivamente procedía de la lejana galaxia. La lente gravitatoria no produce una, sino cuatro imágenes de MG J0414+0534 vista desde la Tierra. Usando el VLA, los científicos encontraron que la frecuencia específica atribuible a los másers de agua en dos de las más brillantes cuatro imágenes de las lentes. Las otras dos imágenes de la lente, dijeron, son demasiado tenues para detectar las señales de agua.

La frecuencia de radio emitida por las moléculas de agua tenían desplazamiento Doppler debido a la expansión del universo, de 22,2 GHz a 6,1 GHz.

Los másers de agua se han encontrado en numerosas galaxias a distancias más cercanas. Normalmente, se cree que surgen en discos de moléculas que orbitan cerca de un agujero negro supermasivo en el núcleo de la galaxia. Las emisiones de radio amplificadas se observan más a menudo cuando el disco orbital se ve casi de lado. No obstante, los astrónomos dijeron que MG J0414+0534 está orientado casi de frente visto desde la Tierra.

“Esto puede significar que las moléculas de agua en los másers que estamos viendo no están en el disco, sino en los chorros súper-rápidos de material eyectado por la potencia gravitatoria del agujero negro”, explicó John McKean, también del MPIfR.

Impellizzeri y McKean trabajaron con Alan Roy, Christian Henkel, y Andreas Brunthaler, también del Instituto Max-Planck; Paola Castangia del Instituto Max-Planck y el Observatorio Astronómico de Cagliari en Italia; y Olaf Wucknitz de Instituto Argelander de Astronomía en Bonn, Alemania. Los científicos informan de sus resultados en el ejemplar del 18 de diciembre de la revista científica Nature.

El Observatorio Nacional de Radio Astronomía es una instalación de la Fundación Nacional de Ciencia, que funcionan bajo un acuerdo cooperativo de Associated Universities, Inc.

Fuente | Ciencia kanija

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La energía oscura reprime el crecimiento del universo

Por primera vez, los astrónomos han visto claramente los efectos de la “energía oscura” en los cúmulos de galaxias, usando el observatorio Chandra.
Al rastrear cómo la energía oscura ha reprimido el crecimiento de los cúmulos y combinando con estudios previos, los científicos obtuvieron las mejores pistas hasta ahora sobre qué es la energía oscura y cuál podría ser el destino del universo.


El trabajo, que llevó años en completarse, es independiente a otros métodos de investigación de energía oscura, como las supernovas. Estos nuevos resultados proveen entonces una prueba crucial sobre esta misteriosa fuerza.

Los científicos piensan que la energía oscura es una forma de gravedad repulsiva que ahora domina el universo, aunque no saben realmente qué es. Se trata de uno de los mayores problemas actuales de la ciencia. Algunas posibilidades incluyen la constante cosmológica, que es equivalente a la energía del espacio vacío. Otras veces se sugiere una modificación a la relatividad general en grandes escalas.

Para decidir entre estas y otras opciones, es necesario contar con nuevas formas de buscar la energía oscura. Para eso observaron cómo la aceleración cósmica afecta el crecimiento de los cúmulos galácticos en el tiempo.

“Este resultado podría ser descrito como ‘detenido el desarrollo del universo’”, dice Alexey Vikhlinin del Observatorio Smithsonian, quien lideró la investigación. “Lo que sea que está forzando la aceleración del universo a ser más veloz, también está forzando la detención de su crecimiento”.

Los resultados muestran que el incremento en masa de los cúmulos galácticos en el tiempo se alinea con un universo dominado por la energía oscura. Es más difícil para objetos como los cúmulos galácticos crecer cuando el espacio está estirado, como causa esta oscura energía. Vikhlinin y su equipo ven claramente este efecto en sus datos. Los resultados son consistentes con aquellos de mediciones de distancias, revelando que la relatividad general se aplica, como se esperaba, en grandes escalas.

“Por años, los científicos han querido empezar a testear cómo trabaja la gravedad en grandes escalas y ahora, hemos finalmente podido”, indica William Forman, co-autor del estudio.

Una importante pregunta es: ¿podemos descartar la posibilidad de que el universo “observado” esté libre de energía oscura?
Para investigar esto, podríamos inventar un hipotético universo que tenga las mismas propiedades que el actual, pero sin energía oscura, y por lo tanto, sin aceleración de la expansión.
Sería un universo de baja densidad (sin energía oscura) representado por la línea azul del gráfico que se muestra a continuación.

Puede el comportamiento de este universo ser distinguible de el universo observado? En efecto, podríamos “mirar hacia atrás en el tiempo” a cúmulos distantes y detectar los efectos de la energía oscura?
La respuesta de Vikhlinin y otros en su estudio es un concluyente “sí”. El actual observado universo acelerado se estaba expandiendo más lentamente en el pasado que un universo con la misma baja densidad actual pero sin energía oscura. Usando una analogía automovilística: si estás pasando a un auto que va lento y vos sabes que vas más rápido, significa que hace unos segundos, estabas detrás del auto lento. Una expansión más lenta significa mayor crecimiento en el pasado en un universo acelerado con energía oscura y eso es exactamente lo que surge de los datos.

Al combinar con otras pistas -supernovas, el estudio del fondo de radiación de microondas y la distribución de las galaxias, estos nuevos resultados dan a los científicos un mayor entendimiento de las propiedades de la energía oscura.

El estudio fortalece la evidencia de que esta clase de energía es la constante cosmológica. Aunque muchos piensan que es la explicación más probable, trabajos teóricos sugieren que debería ser 10 a la 120 veces mayor que lo observado. Es por eso que se están explorando alternativas a la relatividad general, como por ejemplo, hipótesis que involucran dimensiones escondidas.

Qué es la Constante cosmológica
Una constante es un valor que no varía y fue introducida por Albert Einstein en su teoría para lograr que el universo que las ecuaciones describían fuese estático. Ocurre que Einstein descubrió que su teoría predecía un universo en expansión. La idea era revolucionaria para la época, ya que se pensaba, todavía, que el universo debía ser estático. Por esta razón el físico alemán decidió agregar esta constante a su teoría para que coincidiese con el “zeitgeist” o visión de la época. Pero más tarde, finalmente se descubrió que el universo no era estático y que sí se expandía, con lo cual la constante fue descatada. Einstein llegó a declarar que la introducción de dicha constante fue el «peor error de su carrera».
A pesar de esto, recientemente se ha “resucitado” aquella constante ya que podría explicar las observaciones sobre que la expansión del universo se está acelerando, al contrario de lo que se pensaba: que el universo debía estar deteniendo lentamente su expansión y así, con el tiempo, dominara la gravedad.
El interés recobró interés ya que ciertas teorías (teorías cuánticas de campos) predicen una densidad de energía de vacío que se puede comportar, a todos los efectos, como una constante cosmológica.

“Poniendo todos estos datos juntos nos da la mayor evidencia a la fecha de que la energía oscura es la constante cosmológica, o, en otras palabras, que ‘nada pesa algo’. Es necesario realizar más pruebas, pero hasta ahora, la teoría de Einstein se ve mejor que nunca”, señala Vikhlinin.

Los resultados tienen consecuencias sobre cuál sería el destino del universo. Si la energía oscura es explicada por la constante cosmológica, la expansión del universo continuará acelerándose, y la Vía Láctea y su vecina galaxia Andrómeda, nunca se fusionarán con el cúmulo de Virgo. En ese caso, dentro de unos 100 mil millones de años, todas las galaxias desaparecerán de la vista de la Vía Láctea, y finalmente, se desintegraría el llamado Grupo Local.

El trabajo será publicado en dos documentos separados en la edición del 10 de febrero 2009 de The Astrophysical Journal.

La composición de imagen a la izquierda es del cúmulo de galaxias Abell 85, localizado a 740 millones de años luz de la Tierra. La emisión púrpura es gas muy caliente detectado por el Observatorio de rayos-X Chandra y los otros colores muestran galaxias en una imagen óptica del Sloan Digital Sky Survey. El cúmulo es uno de los 86 observados por Chandra para rastrear cómo la energía oscura ha ralentizado el crecimiento de estas masivas estructuras en los últimos 7 mil millones de años.
La ilustración a la derecha muestra imágenes de una simulación de Volker Springel, representando el crecimiento de la estructura cósmica cuando el Universo era todavía 0.9 mil millones, 3.2 mil millones y 13.7 mil millones de años de edad (ahora). Esto muestra cómo el universo ha evolucionado de un estado suave a uno conteniendo una vasta estructura.

Fuente | Ultimas noticias del cosmos

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Un brillante racimo de estrellas



Para los astrónomos del Observatorio Europeo del Sur (ESO), las fiestas llegan en la forma de una fantástica nueva imagen. Muestra el gas alrededor de la región conocida como NGC 2264, un área del cielo que incluye las brillantes joyas azules del cúmulo estelar "Árbol de Navidad".






NGC 2264 yace a 2600 años luz de la Tierra en la constelación Monoceros, el Unicornio, no muy lejos de la más familiar figura de Orión, el Cazador. La imagen muestra una región de espacio de unos 30 años luz de diámetro.



William Herschel descubrió este fascinante objeto durante su sondeo de los cielos, a finales del siglo XVIII. Notó primeramente el brillante cúmulo en enero de 1784 y la parte más brillante de las más elusivas nubes de gas en Navidad dos años después. El cúmulo es muy brillante y puede ser fácilmente visto con binoculares. Con un pequeño telescopio (cuyas lentes harán ver la imagen dada vuelta) las estrellas hacen recordar las brillantes luces en un árbol de navidad. La deslumbrante estrella en la cima es incluso más brillante, como para ser observada a simple vista. Es un masivo sistema estelar múltiple que emergió del gas y polvo hace unos pocos millones de años.

Además del cúmulo hay otras estructuras interesantes y curiosas en el gas y polvo. En la parte inferior, el oscuro triángulo es la Nebulosa del Cono, una región de gas molecular inundada de la potente radiación de los miembros más brillantes del cúmulo. La región a la derecha de la estrella más brillante posee una textura que asemeja a una piel, por lo que se la ha denominado Nebulosa de la Piel de Lobo.

Gran parte de la imagen aparece en rojo porque las gigantescas nubes de gas están brillando bajo la intensa luz ultra-violeta de las energéticas estrellas jóvenes. Las estrellas mismas aparecen azuladas al ser más calientes, jóvenes y masivas que nuestro Sol. Parte de esta azulada luz está siendo escarbada por el polvo, como se observa en la parte superior de la imagen.

Esta intrigante región es un laboratorio ideal para estudiar la formación de estrellas. El área mostrada aquí es sólo una pequeña parte de una vasta nube de gas molecular que está en proceso de formar nuevas generaciones estelares. Además de los espectaculares objetos visibles, hay otros escondidos en la nebulosa. En la región entre el vértice de la Nebulosa del Cono y la estrella más brillante en la cima de la imagen hay varias zonas donde están naciendo estrellas. Hay evidencia de intenso viento estelar de estos jóvenes embriones.

La imagen, incluyendo al cúmulo Árbol de Navidad, fue creada de imágenes tomadas con la cámara WFI en el telescopio Max-Planck en el Observatorio La Silla, en Chile.

Fuente | Ultimas noticias del cosmos

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Los astrónomos diseccionan un agujero negro supermasivo con lentes de aumento naturales


Combinando una doble "lente de aumento" natural con la potencia del Telescopio Muy Grande de ESO, los astrónomos han escrutado la parte interior del disco alrededor de un agujero negro supermasivo a 10 mil millones de años luz de distancia. Fueron capaces de estudiar el disco con un nivel de detalle miles de veces mejor que lo ofrecido por los mejores telescopios del mundo, proporcionando la primera prueba observacional de los modelos teóricos predominantes de tales discos.





El equipo de astrónomos de Europa y los Estados Unidos estudiaron la “Cruz de Einstein”, un famoso espejismo cósmico. Esta configuración en forma de cruz consta de cuatro imágenes de una única fuente muy lejana. Las múltiples imágenes son el resultado de una lente gravitatoria de una galaxia en primer plano, un efecto que fue predicho por Albert Einstein como una consecuencia de su teoría de la relatividad general. La fuente de luz en la Cruz de Einstein es un quásar aproximadamente a 10 mil millones de años luz de distancia, mientras que la galaxia que actúa como lente en primer plano está diez veces más cerca. La luz del quásar se dobla en su camino y es ampliada por el campo gravitatorio de la galaxia lente.

Este efecto de ampliación, conocido como “macrolente”, en el cual una galaxia desempeña el papel de una lente amplificadora cósmica o un telescopio natural, demuestra ser muy útil en la astronomía, dado que nos permite observar objetos lejanos que de otro modo serían demasiado débiles para explorarlos usando los telescopios actuales. “La combinación de esta ampliación natural con el uso de un gran telescopio nos proporciona los detalles más finos jamás obtenidos”, explica Frédéric Courbin, líder del programa de estudio de la Cruz de Einstein con el Telescopio Muy Grande de ESO.

Además de la macrolente de la galaxia, las estrellas de la galaxia lente actúan como lentes adicionales produciendo una ampliación adicional. Esta segunda ampliación se basa en el mismo principio que la macrolente, pero a una menor escala, y dado que las estrellas son mucho menores que las galaxias, se conoce como “microlente”. Dado que las estrellas se mueven en la galaxia lente, la ampliación de microlente también cambia con el tiempo. Desde la Tierra, el brillo de las imágenes del quásar (cuatro en el caso de la Cruz de Einstein) oscilan en torno a un valor medio, debido a la microlente. El tamaño del área ampliada por las estrellas en movimiento es de unos pocos días luz, es decir, comparable al tamaño del disco de acreción del quásar.

La microlente afecta a distintas emisiones del disco de distintas formas, con regiones menores que son más ampliadas. Debido a que regiones de distintos tamaños tienen distintos colores (o temperaturas), el efecto neto de la microlente es producir variaciones de color en las imágenes del quásar, además de variaciones en el brillo. Observando estas variaciones en detalle durante varios años, los astrónomos pueden medir cómo la materia y energía se distribuyen en el agujero negro supermasivo que merodea en el interior del quásar. Los astrónomos observaron la Cruz de Einstein tres veces a lo largo de un periodo de tres años usando el Telescopio Muy Grande (VLT) de ESO, monitorizando todos los cambios de brillo y color de las cuatro imágenes.

“Gracias a este único conjunto de datos, pudimos demostrar que la radiación más energética es emitida en la luz del día central lejos del agujero negro supermasivo y, más importante, que la energía se decrementa con la distancia al agujero negro casi exactamente de la forma predicha por la teoría”, dice Alexander Eigenbrod, quien completó el análisis de los datos.

El uso de macro y microlentes, acoplados al ojo gigante del VLT, permitió a los astrónomos estudiar regiones a escalas tan pequeñas como una millonésima de arcosegundo. Esto corresponde al tamaño de una moneda de un euro a una distancia de 5 millones de kilómetros, es decir, ¡aproximadamente 13 veces la distancia de la Tierra a la Luna! “Esto es mil veces mejor de lo que podemos lograr usando técnicas normales con los telescopios actuales”, añade Courbin.

Medir la forma en que se distribuye la temperatura alrededor del agujero negro central es un logro único. Existen distintas teorías sobre la formación y alimentación de los quásares, cada una de las cuales predice un perfil distinto. Hasta ahora, ninguna observación directa independiente del modelo ha permitido a los científicos validar o invalidar alguna de las teorías existentes, en particular para las regiones centrales del quásar. “Esta es la primera medida precisa y directa del tamaño del disco de acreción de un quásar en con longitudes de onda (colores), independientes de cualquier modelo”, concluye el miembro del equipo Georges Meylan.

Fuente | Ciencia kanija

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Pequeña pero poderosa: KPD 0005+5106, la enana blanca de 200 000K

Una enana blanca llamada KPD 0005+5106 ha sido identificada como la estrella más caliente jamás observada. KPD 0005+5106 vive en el cúmulo globular M4, a 7200 años luz de distancia, y los astrónomos siempre han estado intrigados por este peso ligero estelar dado que sus emisiones ya habían apuntado antes a que estaba bastante chamuscada. Ahora, los astrónomos usando datos del difunto Explorador Espectroscópico del Ultravioleta Lejano (FUSE) de la NASA, han estudiado la enana blanca en mayor detalle. KPD 0005+5106 emite radiación en el ultravioleta lejano, lo que indica que su superficie tiene una temperatura de 200 000K. Este es un descubrimiento sin precedentes, las emisiones en el ultravioleta lejano están normalmente reservadas para las coronas estelares supercalientes. Puede ser pequeña, pero ha batido un récord…





Nuestro Sol tiene una temperatura de superficie de alrededor de 6000K. Si sigues la temperatura del plasma solar conforme sale del Sol, los procesos de calentamiento de la corona harán que la temperatura del tenue gas aumente rápidamente hasta el millón de Kelvin. Nuestro Sol sólo empieza a emitir con fuerza en el ultravioleta en la corona solar, justo por encima del punto conocido como “región de transición”; las emisiones ultravioleta simplemente no pueden lograrse en la superficie dado que el plasma solar es demasiado frío.

Por lo que puede ser una sorpresa que otro objeto estelar, una enana blanca, esté generando estas temperaturas en su superficie, capaces de producir emisiones que normalmente se asocian con las temperaturas de las atmósferas estelares.

Las enanas blancas se sabe que son muy calientes, y temperaturas alrededor de los 100 000K no son poco comunes, pero esta estrella enana deslumbra a todas sus competidoras. KPD 0005+5106 es la enana blanca más caliente, y la estrella más caliente observada hasta la fecha con este grado de precisión. Tal vez incluso más interesante es el hecho de que las enanas blancas son muy pequeñas, de proporciones del tamaño de la Tierra, tras evolucionar desde una estrella mayor de entre 1 a 8 veces la masa del Sol.

La enana blanca es lo que queda después de que la fusión haya cesado en el núcleo estelar padre, y en el caso de nuestro Sol, una enana blanca será lo que quede después de que el Sol se haya inflado en una gigante roja y estallado en una nebulosa planetaria. Es como la perla que queda después de romper la concha de una ostra; una diminuta y brillante esfera. Las enanas blancas no se mantienen mediante la fusión nuclear; todo el combustible se ha agotado, se mantiene mediante un equilibrio entre materia degenerada y gravedad. La presión gravitatoria comprime la materia estelar hasta tal extremo que se supera el principio cuántico principal de exclusión de Pauli, anulando la posibilidad de los electrones de ocupar los mismos niveles de energía. La materia, por tanto, degenera, evitando que la materia se comprima aún más.

Durante un corto tiempo tras su formación, se espera que las enanas blancas sean muy calientes. Aunque la fase de enana blanca en la evolución estelar es muy estable (puede durar miles de millones de años), los astrónomos tendrán mucha suerte de observar este periodo caliente dado que, estadísticamente hablando, las enanas blancas jóvenes son raras. En el caso de KPD 0005+5106, parecería que es una enana blanca muy joven con una superficie muy caliente.

Afortunadamente para los astrónomos que realizaron el descubrimiento, el observatorio FUSE tenía una gran cantidad de datos sobre KPD 0005+5106 dado que el objeto se usó como objetivo de calibración para seguir el rendimiento del telescopio. Estos son datos espectroscópicos archivados dado que FUSE fue puesto fuera de servicio en 2007 después de ocho años en el espacio. Sin embargo, se le dio un buen uso a los datos.

Los datos espectroscópicos en el rango de longitud de onda del ultravioleta lejano, en particular las emisiones de un ion de calcio, revelaron cómo de extrema es la temperatura de la enana blanca. CaX, o el calcio ionizado nueve veces (nueve electrones arrancados del núcleo de calcio), fue detectado, indicativo de un entorno estelar de 200 000K.

Mi amor por los observatorios espectroscópicos sólo aumenta…

Fuente | Ciencia kanija

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Orbitando el centro galáctico


En un prolongado estudio de 16 años y utilizando varios de los telescopios insignia de ESO, un equipo de astrónomos alemanes ha producido la imagen más detallada conseguida hasta ahora de los alrededores del monstruo que acecha en el corazón de nuestra galaxia: un agujero negro supermasivo.

La investigación ha develado los secretos ocultos de esta tumultuosa región al mapear las órbitas de casi 30 estrellas, un aumento de 500% sobre estudios previos. Una de estas estrellas ha completado ya una órbita completa alrededor del agujero negro.


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Al observar los movimientos de 28 estrellas orbitando alrededor de la región más central de la Vía Láctea con paciencia admirable y precisión asombrosa, los astrónomos pudieron estudiar al agujero negro supermasivo que allí se encuentra. Se lo conoce como “Sagitario A*” (se pronuncia “Sagitario A asterisco”). La nueva investigación marca la primera vez que las órbitas de tantas de estas estrellas centrales han sido calculadas con precisión y revela información sobre la enigmática formación de estos objetos, y sobre el agujero negro al que están unidas.

“El centro de la Vía Láctea es un laboratorio único donde se pueden estudiar los procesos fundamentales de la gravedad fuerte, de la dinámica estelar y de la formación de estrellas, que son relevantes para todos los otros núcleos galácticos, con un nivel de detalle que nunca será posible lograr más allá de nuestra galaxia”, explica Reinhard Genzel, líder del equipo proveniente del Instituto Max Planck de Física Extraterrestre en Garching, cerca de Munich.

El polvo interestelar que llena la galaxia bloquea nuestra visión directa en luz visible sobre la región central de la Vía Láctea, de modo que los astrónomos utilizaron longitudes de onda del infrarrojo que pueden penetrar el polvo para poder sondear la región. Si bien esto representa un reto tecnológico, bien vale el esfuerzo. “El centro galáctico alberga el agujero negro supermasivo más cercano que conocemos. Por lo tanto, es el mejor lugar para el estudio detallado de los agujeros negros”, sostiene el autor principal del artículo, Stefan Gillessen.

El equipo utilizó las estrellas centrales como “partículas de prueba” al observar como se mueven alrededor de Sagitario A*. De la misma forma en que las hojas capturadas en una ráfaga de viento invernal revelan una compleja red de corrientes de aire, el rastreo de las estrellas centrales muestra el nexo de las fuerzas que actúan en el centro galáctico.

Estas observaciones pueden ser utilizadas para inferir propiedades importantes del agujero negro mismo, tales como su masa y su distancia. El nuevo estudio demostró también que al menos un 95% de la masa que afectaba a las estrellas debía estar en el agujero negro. Por lo tanto, queda poco lugar para otra materia oscura.

“Indudablemente el aspecto más espectacular de nuestro estudio a largo plazo es que ha producido lo que ahora se considera la mejor evidencia empírica de que los agujeros negros supermasivos existen realmente. Las órbitas estelares del centro galáctico demuestran que la concentración central de masa equivalente a cuatro millones de masas solares debe ser un agujero negro, más allá de cualquier duda razonable”, dice Genzel. Las observaciones también permiten a los astrónomos definir con gran precisión la distancia que nos separa del centro de la galaxia, calculada ahora en 27 000 años-luz.

Para construir esta imagen sin paralelo del corazón de la Vía Láctea y calcular las órbitas de las estrellas individuales, el equipo debió estudiar las estrellas durante muchos años. Estos últimos resultados removedores representan 16 años de trabajo dedicado, que comenzó con observaciones realizadas en 1992 con la cámara SHARP adosada al Telescopio de Nueva Tecnología de 3,5 metros de ESO ubicado en el observatorio de La Silla, en Chile.

Posteriormente, desde 2002 se realizaron más observaciones utilizando dos instrumentos montados en el Telescopio Muy Grande (VLT) de ESO. Un total de aproximadamente 50 noches de tiempo de observación con telescopios de ESO, a lo largo de 16 años, han sido empleadas para completar este increíble conjunto de observaciones.

Este nuevo trabajo mejoró la precisión con la cual los astrónomos pueden medir las posiciones de las estrellas en un factor de seis, comparado con estudios previos. La precisión final es de 300 microarcosegundos, lo que equivale a ver una moneda de un euro desde una distancia de unos 10 000 km.

Por primera vez el número de órbitas estelares conocidas es lo suficientemente grande como para buscar en ellas propiedades comunes. “Las estrellas de la región interior tienen órbitas aleatorias, como un enjambre de abejas”, dice Gillessen. “Sin embargo, seis de las 28 estrellas orbitan el agujero en un disco. En este aspecto el nuevo estudio ha confirmado también de forma explícita trabajos anteriores en los cuales se había descubierto el disco, pero únicamente en un sentido estadístico. Movimiento ordenado más allá del mes-luz central, órbitas aleatorias más adentro… esta es la forma en que mejor se describe la dinámica de las estrellas jóvenes en el centro galáctico”.

Una estrella en particular, conocida como S2, orbita alrededor del centro de la Vía Láctea tan rápidamente que ha completado una revolución entera dentro del período de 16 años del estudio. La observación de una órbita completa de S2 representó una contribución clave para la gran precisión alcanzada y para la comprensión de esta región.

Sin embargo, todavía se mantiene el misterio sobre la forma en que estas estrellas jóvenes llegaron a estar en las órbitas que vemos hoy. Son demasiado jóvenes como para haber migrado largas distancias, pero parecería ser incluso más improbable que se hayan formado en sus órbitas actuales, donde actúan las fuerzas de marea del agujero negro. Se están planificando observaciones futuras para comprobar varios modelos teóricos que intentan resolver este acertijo.

“ESO todavía tiene mucho trabajo por delante”, dice Genzel. “Para los estudios futuros de la vecindad inmediata del agujero negro necesitamos una resolución angular mayor de la actualmente posible”.

Según Frank Eisenhauer, investigador principal del instrumental de próxima generación GRAVITY, ESO será pronto capaz de obtener esa muy necesaria resolución. “El próximo gran avance será combinar la luz de las cuatro unidades telescopio de 8,2 metros, una técnica conocida como interferometría. Esto mejorará la precisión de las observaciones en un factor de 10 a 100, sobre lo actualmente posible. Esta combinación tiene el potencial de comprobar directamente la teoría general de la relatividad de Einstein en la actualmente inexplorada región cercana a un agujero negro”.

Fuente | El atril del orador


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Los astrónomos miden un exoplaneta



Los científicos han hecho la primera medida precisa del tamaño de un planeta que orbita otra estrella. Usaron una nueva cámara tan potente que podría detectar a una polilla volando frente a una ventana iluminada a 1500 kilómetros de distancia.

El planeta, conocido como WASP 10b se descubrió por parte de un estudio robótico británico que se construyó con unas lentes obtenidas en el lugar de subastas eBay.






Orbita una estrella a 300 años luz de distancia de la Tierra en la constelación de Pegaso.

El equipo de astrónomos usó un telescopio gigante en Mauna Kea, Hawai, para medir la diminuta atenuación en la luz conforme el planeta pasa frente a su estrella madre en un eclipse.

Encontraron que su diámetro es un seos por ciento más grande que el de Júpiter, el cual tiene 143 000 kilómetros de anchura y es el planeta más grande de nuestro Sistema Solar. No obstante, el planeta es mucho más denso que Júpiter y pesaría tres veces más si se colocasen en escalas parejas.

La misma técnica del tránsito ha permitido a los astrónomos analizar las atmósferas de planetas extrasolares. Los expertos dicen que es sólo cuestión de tiempo que sean capaces de detectar planetas del tamaño de la Tierra en tránsito sobre la superficie de otras estrellas.

La cámara especial, conocida como OPTIC, fue montada en el telescopio de 2,2 metros de la Universidad de Hawai para hacer las medidas críticas.

El líder del equipo, el Dr. John Johnson, dijo: “Aunque ahora conocemos mas de 330 planetas orbitando otras estrellas de nuestra Vía Láctea, podemos medir el tamaño físico de sólo unos pocos que se alinean justo de la forma adecuada en el tránsito”.

Su colega Joshua Winn dijo: “Este nuevo diseño de detector realmente va a cambiar la forma en que estudiamos los planetas. Es la aplicación perfecta para los tránsitos de planetas”.

El planeta fue descubierto originalmente por el proyecto de estudio del cielo llamado SuperWASP – abreviatura de Búsqueda de Planeta de Súper Gran Angular – el cual observa millones de estrellas cada noche desde las Islas Canarias y Sudáfrica.

Para completar SuperWASP, los astrónomos tuvieron que recurrir a eBay para buscar 13 lentes, con un coste de 4000 libras cada una, cuando tuvieron conocimiento de que Canon había dejado de fabricarlas.

Fuente | Ciencia kanija

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Planetas temblorosos, velocidad y encontrar lunas similares a la Tierra

Las lunas fuera de nuestro Sistema Solar con el potencial para soportar vida se han convertido en algo mucho más fácil de detectar, gracias a una investigación de un astrónomo del University College de Londres (UCL).

David Kipping ha encontrado que tales lunas pueden revelarse observando los bamboleos en la velocidad de los planetas a los que orbitan. Sus cálculos, que aparecen en el ejemplar de hoy de Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, no sólo nos permitiría confirmar si un planeta tiene un satélite, sino calcular su masa y distancia a su planeta padre, factores que determinan la posible habitabilidad de una luna.

Se conocen actualmente más de 300 exoplanetas (planetas fuera de nuestro Sistema Solar), casi 30 están en la zona habitable de su estrella madre pero todos estos planetas son gigantes gaseosos inhabitables. La búsqueda de lunas en órbita alrededor de esos planetas es importante en nuestra búsqueda de vida alienígena dado que ellos también están en la zona habitable pero es más probable que sean rocosos como la Tierra, con el potencial de albergar vida.


Hasta ahora los astrónomos sólo han observado los cambios en la posición de un planeta cuando orbita a su estrella. Esta hace difícil confirmar la presencia de una luna dado que estos cambos pueden estar causados por otros fenómenos, tales como un planeta menor”, dijo David Kipping. “Adoptando este nuevo método y observando las variaciones en la posición y velocidad de un planeta cada vez que pasa frente a su estrella, lograremos una información más fiable para detectar lunas de la masa de la Tierra alrededor de planetas gaseosos gigantes de la masa de Neptuno”.

El aparente temblor en la posición y velocidad de un planeta está causado por la órbita del planeta y su luna en torno a un centro de gravedad común. Aunque el viejo método de observar los bamboleos en la posición permitió a los astrónomos buscar lunas, no les permitió determinar su masa o distancia al planeta.

El Profesor Keith Mason, Director Ejecutivo del Consejo de Instalaciones Tecnológicas y Científicas, dijo, “Es apasionante que ahora podamos recopilar dicha información sobre lunas lejanas además de sobre planetas. Si alguno de estos gigantes gaseosos que se encuentra fuera del Sistema Solar tiene lunas, como Júpiter y Saturno, hay una posibilidad real de que alguna de ellas pueda ser similar a la Tierra”.

El trabajo de Kipping está patrocinado por el Consejo de Instalaciones Científicas y Tecnológicas del Reino Unido (STFC).

Fuente | Ciencia kanija


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Observar Júpiter para comprender la Tierra



Las subtormentas magnéticas en la Tierra interrumpen el funcionamiento de satélites, incluyendo satélites de comunicación y sistemas de posicionamiento global. Este misterioso fenómeno ha sido estudiado con los satélites Cluster de la ESA, comparándolos con subtormentas magnéticas en el planeta gigante Júpiter para una mejor comprensión.

Cómo la magnetosfera se hace tormentosa

Planetas como Mercurio, la Tierra o Júpiter que tienen sus propios campos magnéticos, están protegidos por las burbujas magnéticas que genera.



Durante una subtormenta magnética en la Tierra, las partículas situadas a decenas de miles de kilómetros en el lado nocturno se ven energizadas y lanzadas hacia la Tierra en pocos minutos. Esto crea las coloridas auroras y excita el entorno cercano a la Tierra, interrumpiendo las comunicaciones entre la Tierra y los satélites orbitales, afectando a los sistemas de posicionamiento global. A pesar de décadas de investigación espacial, varios aspectos de este fenómeno aún son desconocidos.



Uno de tales aspectos desconocidos es el mecanismo que dispara estas tormentas: no está claro si las tormentas están provocadas por procesos internos en la magnetosfera o por otros procesos externos (de origen solar).

La Dra. Elena Kronberg ay sus colegas del Instituto Max Planck para Investigación del Sistema Solar en Alemania, decidieron mirar lejos de la Tierra, a otros planetas, y ver si podían aprender algo nuevo.

La conexión con Júpiter

En la Tierra, una subtormenta periódica muestra un gradual descenso seguido de un rápido incremento de las partículas lanzadas contra la Tierra. Uno de tales ciclos necesita 2-3 horas. En Júpiter, el mismo ciclo necesita 2-3 días. Esta duración es mayor en parte a que el campo magnético y la magnetosfera de Júpiter son mayores. El campo magnético joviano es tan grande que la magnetosfera de Júpiter envuelve a las lunas galileanas del planeta: Io, Europa, Ganímedes y Calisto.

Tras detallados análisis de los datos procedentes de distintas misiones, el Dr. Kronberg dijo, “Hemos encontrado que en la Tierra y Júpiter, el campo magnético pasa por los tres mismos pasos durante una subtormenta: crecimiento, expansión y recuperación”.

Kronberg y sus colegas estudiaron datos de la nave Galileo de la NASA. En 2007, informaron que las subtormentas periódicas de Júpiter estaban conectadas con la constante liberación de material por parte del satélite joviano Io, el cual está en el interior de la magnetosfera joviana. Esta liberación de materia forma parte del mecanismo que dispara la subtormenta. Esto significa que lo que dirige este fenómeno es la magnetosfera joviana.

Extrapolando este mecanismo a la magnetosfera terrestre, Kronberg y sus colegas proponen que bajo ciertas condiciones, las subtormentas magnetosféricas periódicas de la Tierra podrían estar internamente dirigidas por el plasma erosionado de la plasmasfera, una región de la magnetosfera de la Tierra. Esto alimenta la magnetosfera, proporcionando el material requerido para disparar una subtormenta.

“Con Cluster, hemos logrado una mejor comprensión de los procesos que tienen lugar en el interior de la magnetosfera de la Tierra; esto ha mejorado nuestra comprensión de cómo funciona el Sistema Solar. Y ahora estamos encantados de aprender más del propio gigante Júpiter”, señaló Philippe Escoubet, Científico del Proyecto Cluster de la ESA.

Fuente | Ciencia kanija

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Los meteoritos podrían haber espesado la sopa primordial

Las altas presiones y temperaturas de los impactos pueden crear compuestos químicos orgánicos complejos, según demuestran las pruebas.

En las recientes eras geológicas, grandes cuerpos extraterrestres que colisionaron con la Tierra han sido asociados a extinciones globales, pero unos nuevos experimentos demuestran que los impactos masivos que tuvieron lugar al inicio de la historia de nuestro planeta podrían haber creado la materia prima para la vida.



Las infernales temperaturas y presiones que se generan cuando un objeto extraterrestre impacta con la Tierra a velocidades de varios kilómetros por segundo son suficientes para destrozar y evaporar la roca (SN: 6/15/02, p. 378). Aún así parte de tal inmenso estallido de energía puede disparar reacciones químicas que generen sustancias orgánicas complejas a partir de ingredientes inorgánicos básicos, dice Takeshi Kakegawa, geoquímico de la Universidad Tohoku en Sendai, Japón. Él y sus colegas llevaron a cabo experimentos de laboratorio para simular el impacto de un meteorito común en uno de los océnanos primigenios de la Tierra. El equipo informa de sus conclusiones en el ejemplar del 7 de diciembre de la revista Nature Geoscience.

Primero, los investigadores llenaron diminutas latas de gruesas paredes de acero inoxidable con distintas mezclas de carbono, hierro y níquel — constituyentes comunes de los meteoritos— y agua, amoniaco y nitrógeno, compuestos significativos de la antigua atmósfera y océanos. Entonces, el equipo disparó un objetivo sólido contra las latas. La onda del impacto mantuvo brevemente a los materiales encerrados a temperaturas cerca de los 4 700° Celsius y presiones de aproximadamente 60 000 veces la atmósfera a nivel del mar. Estas temperaturas y presiones son similares a las que se generarían por el impacto de un gran meteorito en la Tierra a una velocidad de 2 kilómetros por segundo, dice Kakegawa.

Tras cada prueba, Kakegawa y su equipo limpiaban el exterior de las latas, taladraban un agujero en ellas, y extraían y analizaban los contenidos. En dos de las cinco pruebas del equipo, los impactos crearon ácidos grasos como los que se encuentran en las membranas celulares, y también una variedad de aminos, los ingredientes de los aminoácidos, dice Kakegawa. En una de las pruebas, el impacto generó sustanciales cantidades de glicina, el menor de los 20 aminoácidos usados comúnmente en las proteínas.

Ninguno de los compuestos químicos orgánicos generados por los impactos fue contaminación debida a un manejo defectuoso, señala Kakegawa. Esto se debe a que todo el carbono de las sustancias resultantes era el isótopo carbono-13, la misma extraña forma que él y sus colegas usaron en la mezcla original.

Los científicos estiman que alrededor de 4 trillones (1018) de toneladas de meteoritos cayeron a la Tierra hace entre 4400 y 3800 millones de años. Incluso aunque los meteoritos contienen, de media, aproximadamente un 0,1 por ciento de carbono, los impactos oceánicos durante esta era podrían haber generado al menos cien mil millones (1011) de toneldas de sustancias orgánicas, según estiman los investigadores. Aunque estos compuestos químicos no podrían haber sobrevivido a las condiciones en el momento y lugar del impacto, probablemente podrían haberse formado a temperaturas más tolerables presentes en las columnas de vapor y roca evaporada que se lanzaban hacia el cielo en las secuelas.

Los nuevos análisis del equipo “son un buen trabajo”, dice George Cody, geocientífico de la Institución Carnegie para la Ciencia en Washington, D.C. Un número de estudios anteriores han apuntado que los bloques básicos de la vida podrían haberse generado por rayos en la atmósfera de la antigua Tierra (SN: 6/3/00, p. 363) o en las profundidades de las fumarolas hidrotermales (SN: 9/9/00, p. 175; SN: 2/2/08, p. 67). Con múltiples fuentes de tal materia prima “se hace más difícil determinar el origen de la vida”, añade Cody. No obstante, señala, “cuanto más aprendemos, más vemos cómo de rica era la joven Tierra en compuestos orgánicos”.

Fuente | ciencia kanija

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En busca de la Nube de Oort


Sutiles variaciones en la radiación de fondo de microondas dejada por el Big Bang, podría finalmente revelar la distante nube de Oort.




Desde 1930 los astrónomo han teorizado que una burbuja esférica de objetos helados rodea al Sistema Solar, 100.000 veces más lejos del Sol que la Tierra.
En 1932, el astrónomo Ernst Öpik postuló que los cometas de período largo se originaban en una nube que orbitaba en los confines del Sistema Solar.Más tarde, el astrónomo holandés Jan Oort postuló la teoría de manera independiente. Es así que a veces se la llama Nube de Öpik-Oort o Nube de Oort.


Estos escombros, se dice, son la fuente de los llamados cometas de largo período, que toman millones de años en orbitar el Sol.
Sin embargo, la existencia de esta nube es hipotética, ya que nunca ha podido ser observada, dado que los objetos están muy lejos y son muy pequeños de ver.

Ahora, los astrofísicos Daniel Babich y Avi Loeb del Centro Harvard-Smithsonian dicen que podrían ser capaces de detectar la nube al estudiar la radiación de fondo de microondas (CMB): la radiación que baña el espacio uniformemente dejada por “la Gran Explosión”.

Descubrir la Nube de Oort ayudaría a los astrónomos a entender el temprano sistema solar. Entre otras cosas, su forma podría ayudar a comprender cómo se formaron los planetas exteriores y cuán de grandes eran originalmente.

Aunque los cometas son helados, son igualmente más cálidos que el CMB. Así, su emisión térmica debería mostrarse contra la radiación CMB, según los investigadores.

“Básicamente tomamos una estrella al azar de la distribución observada en la vecindad local alrededor del Sol. Luego calculamos cómo la estrella influiría a la Nube de Oort”, indicó Babich a la revista Cosmos Online.

Los investigadores luego midieron el efecto que produciría la estrella en el CMB y en los más calientes objetos de la Nube y repitieron los cálculos para 1.000 estrellas.

Mapas de alta resolución de CMB deberían ser capaces de determinar las áreas de la nube afectadas por las estrellas. Hasta ahora no se ha hecho ningún mapa semejante, pero los sondeos como los que serán completados por el telescopio Plank, pensado para su lanzamiento el próximo año, podrían hacer el trabajo.

Otros métodos para detectar la nube, como el observar cómo los objetos que pasan en frente a las estrellas causan que la luz de éstas decrezca, podrían proveer evidencia de grandes desechos, pero el método CMB es la mejor técnica para encontrar objetos menores, según explican los científicos.

Geraint Lewis, astrofísico de la Universidad de Sydney, pone algunos reparos. “Si la Nube de Oort es efectivamente esférica, no habría distorsiones en el CMB que se pudieran reconocer”, explica. Pero añade que “Tenemos esta gran población de fríos y oscuros objetos en la frontera del Sistema Solar. Debe haber alguna clase de reservorio allí, pero no sabemos dónde comienza, dónde termina o la composición de los objetos”.

Otras hipótesis
Se ha especulado con la existencia de una estrella, quizás una pequeña estrella, algo más grande que un planeta como Júpiter, es decir, una enana marrón, podría orbitar cerca de donde se piensa que se encuentra la susodicha Nube. Es decir, que el Sol tendría una pequeña compañera y que sería la responsable de bombardear a la Tierra con cometas al pasar por la nube periódicamente. Esta supuesta estrella no ha sido detectada hasta ahora.

Fuente | Ultimas noticias del cosmos

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Reviven la supernova de Tycho Brahe


Un equipo de astrónomos se las arregló para rever la explosión de una estrella que murió hace más de 400 años al estudiar los ecos de luz de las nubes de polvo interestelar como si fueran una máquina del tiempo.



En noviembre de 1572, el astrónomo Danés Tycho Brahe vio algo extraño en el cielo. “Noté que una nueva e inusual estrella, que sobrepasaba a las demás en resplandor, brillaba casi directamente sobre mi cabeza”, escribió.

Brahe llamó al objeto una “stella nova” o nueva estrella, pero era, en realidad, la explosiva muerte de una vieja estrella, evento que se conoce hoy como supernova. Desde aquel momento, la explosión se ha ido apagando pero los investigadores se las arreglaron para detectar luz de aquella explosión. Su trabajo es publicado en Nature.


La luz que dejó atónito al astrónomo fue tan brillante como Venus y pudo ser vista por dos semanas a plena luz del día. Luego de 16 meses, desapareció de la vista.

Trabajando antes de la invención del telescopio, Brahe documentó con precisión que, a diferencia de la Luna y los planetas, la posición de la luz no cambió en relación a las estrellas. Esto significaba que yacía más allá de la Luna, lo que implicaba un shock a la visión de la época sobre que los cielos eran perfectos y que no cambiaban.

“Lo que esencialmente hicimos aquí es usar el polvo interestelar como una especie de espejo”, dice Oliver Krause, un astrónomo del Instituto Max Planck en Alemania.

Al explotar la estrella, irradia luz en todas las direcciones. Brahe y otros (como el científico español Jerónimo Muñoz) vieron la luz que venía directamente hacia nuestro planeta, pero la luz que viaja en otras direcciones es muchas veces reflejada por las nubes de polvo del espacio. Como la luz viaja a una velocidad muy rápida, pero finita, nubes de polvo a cientos de años luz de distancia de la supernova original crean un “echo” que todavía puede ser visto desde la Tierra.

Pensemos en arrojar una piedra a un estanque de agua. Se formarán ondas regulares que se irán alejando uniformemente. Ahora supongamos que esas ondas chocan ahora con algún objeto. Se generarán nuevas ondas, que se alejarán de ese objeto. Un observador en la costa vería las ondas originales y tiempo después las nuevas ondas producidas por el choque de las primeras contra algún objeto.

En este caso, las ondas de luz de la explosión original se dirigen a todas direcciones. Algunas ondas son vistas en la Tierra en el siglo XIV. Otras ondas se alejan y tiempo después “chocan” con las nubes de polvo y son reflejadas. Es así que a más de 400 años del evento, los investigadores pueden detectar todavía esos “ecos” de luz.

No es la primera vez que los astrónomos capturan los ecos de luz de supernovas, pero la de Brahe es la más antigua vista en la Vía Láctea.


Habíamos contado aquí en “Develan los misterios de Cassiopeia A” sobre el estudio de los ecos de luz de Cassiopeia A, por este mismo equipo científico justamente.


Krause y sus colegas observaron el eco usando el telescopio Subaru de 8.2 metros en la cima del Mauna Kea en Hawai. Fueron capaces de igualar el débil resplandor del estallido original al buscar en el espectro de luz y localización en el cielo.

Sus observaciones confirman que la supernova es de la clase Ia. Estas supernovas son creadas por la explosión de densas estrellas, llamadas enanas blancas. A esta conclusión llegan los investigadores al realizar análisis del espectro de la luz, que muestra signos de silicio y no de hidrógeno.


Las supernovas tipo Ia muestran prácticamente la misma luminosidad intrínseca y por eso son usadas como “reglas cosmológicas” para medir distancias. La observación de este tipo de supernovas en otras galaxias llevó al descubrimiento de la aceleración de la expansión del universo, lo que sugiere la existencia de una misteriosa fuerza, llamada energía oscura.

A pesar de su importancia, muchos detalles de este tipo de supernovas permanece sin ser completamente entendidos. Las más recientes supernovas ocurrieron en otras galaxias, por lo que poder estudiar una en la Vía Láctea es muy importante. El estudio de Krause no sólo califica a la explosión como una de tipo Ia sino que, además, aporta información sobre este tipo de eventos.

Parte de las observaciones de la investigación fueron realizadas en Calar Alto (España) entre agosto y septiembre de este año. Más información y muy buen material (incluso videos) en el sitio del Observatorio (ver enlaces relacionados).

Fuente | Ultimas noticias del cosmos

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Las enanas marrones se forman como las estrellas

Los astrónomos han descubierto pruebas convincentes de que las enanas marrones se forman como estrellas. Usando el Conjunto Submilimétrico de Smithsonians (SMA), detectaron moléculas de monóxido de carbono salido disparadas de un objeto conocido como ISO-Oph 102. Tales flujos moleculares normalmente se ven en estrellas jóvenes o protoestrellas. No obstante, este objeto se estima que tiene una masa de 60 veces de la Júpiter, lo que significa que es demasiado pequeña para ser una estrella. Los astrónomos la han clasificado como una enana marrón.




Las enanas marrones está en la línea divisoria entre planetas y estrellas, y normalmente tienen una masa de entre 15 y 75 veces la de Júpiter. (La masa mínima teórica para que una estrella mantenga una fusión nuclear mantenida es de 75 veces la de Júpiter.) Como resultado, las enanas marrones a veces se las conoce como estrellas fallidas. No obstante, no está claro su se forman como las estrellas, a partir del colapso gravitatorio de nubes de gas, o como los planetas, aglomerando material rocoso hasta que se hacen lo bastante masivas para arrastras al gas cercano.

Una estrella se forma cuando una nube de gas interestelar colapsa bajo su propia gravedad, haciéndose más densa y caliente hasta que se inicia la fusión. Si la nube de gas inicial es giratoria, la rotación acelerará conforme colapsa hacia el interior, de forma muy similar a como un patinador sobre hielo pega sobre brazos al cuerpo. Para reunir masa, la joven protoestrella debe eliminar parte de su momento angular. Esto lo hace expulsando material en direcciones opuestas como un flujo de salida bipolar.

Una enana marrón es menos masiva que una estrella, por lo que tiene menos gravedad disponible para unirla. Como resultado, los astrónomos debaten sobre si una enana marrón podría formarse de la misma forma que una estrella. Las observaciones anteriores proporcionaron pistas de que podría ser así. El casual descubrimiento de un flujo de salida bipolar en ISO-Oph 102 ofrece la primera prueba sólida a favor de que la formación de las enanas marrones se produce a través de colapso gravitatorio.

“Pensamos que cualquier flujo de salida de tal tipo sería demasiado débil para detectarlo con las instalaciones actuales y que tendríamos que esperar hasta ka siguiente generación de instrumentos como ALMA [el Gran Conjunto Milimétrico de Atacama]“, dijo Ngoc Phan-Bao de la Academia Sinica del Instituto de Astronomía y Astrofísica (ASIAA), autor principal del artículo que anuncia el hallazgo. “Esta fue una gran sorpresa. Encontrar el flujo molecular con el SMA demuestra las extraordinarias capacidades del conjunto”.

Como podría esperarse, el flujo de salida contiene mucha menos masa que el flujo de una estrella típica: aproximadamente 1000 veces menos, de hecho. El índice del flujo de salida es también menor en un factor de 100. A todos los efectos, el flujo de salida molecular de ISO-Oph 102 es una versión a menor escala del proceso de flujo de salida visto en estrellas jóvenes.

“Estos hallazgos sugieren que las enanas marrones y las estrellas no son distintas debido a su formación”, dijo Paul Ho, astrónomo del Centro Harvard-Smithsoniano de Astrofísica y director de ASIAA. “Comparten el mismo mecanismo de formación. Si un objeto termina como enana marrón o estrella depende aparentemente de la cantidad de material disponible”.

El artículo sobre ISO-Oph 102 se publicará en el ejemplar del 20 de diciembre de la revista Astrophysical Journal Letters.

Fuente | Ciencia kanija

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El viento solar desgarra la atmósfera de Marte


Un grupo de investigadores ha encontrado nuevas evidencias de que la atmósfera de Marte está siendo arrancada por el viento solar. No es una erosión suave y continua, sino un verdadero proceso de desgarramiento, en el cual trozos de aire marciano se despegan del planeta y se alejan dando tumbos en el espacio profundo. Este sorprendente mecanismo podría ayudar a resolver un antiguo misterio sobre el Planeta Rojo.

“Esto ayuda a explicar por qué Marte tiene tan poco aire”, dice David Brain, de la Universidad de California, en Berkeley, quien presentó estos hallazgos en el Taller sobre Plasmas de Huntsville (Huntsville Plasma Workshop), el 27 de octubre.

ver leyenda Hace miles de millones de años, Marte tenía mucho más aire que ahora. (Nota: el “aire” marciano está compuesto principalmente por bióxido de carbono, no por la mezcla de nitrógeno y oxígeno que respiramos aquí en la Tierra.) Los antiguos lechos lacustres de Marte, así como sus canales fluviales, cuentan la historia de un planeta que alguna vez estuvo cubierto por agua en abundancia y envuelto en una capa atmosférica lo suficientemente gruesa como para evitar que el agua se evaporara hacia el espacio. Algunos investigadores creen que la atmósfera de Marte fue alguna vez tan densa como la de la Tierra. En la actualidad, sin embargo, todos esos lagos y ríos están secos y la presión atmosférica en Marte es apenas un 1 por ciento de la terrestre a nivel del mar. Una taza de agua colocada casi en cualquier punto de la superficie marciana herviría y se evaporaría rápida y violentamente, como resultado de la extremadamente baja presión del aire.


Entonces, ¿a dónde fue el aire? Los investigadores consideran varias posibilidades: Un asteroide que chocó contra Marte hace mucho tiempo podría haber hecho volar una porción de la atmósfera del planeta en un único y violento evento. O bien, la pérdida se pudo dar lenta y gradualmente, como resultado del implacable “soplado a chorro” por parte de las partículas de viento solar, durante miles de millones de años. O puede haber sucedido que ambos mecanismos hayan contribuido.

Brain ha revelado una nueva posibilidad —un proceso de desgarramiento diario e intermedio entre los modelos del gran cataclismo y de la erosión lenta. Las pruebas provienen de la sonda espacial Mars Global Surveyor ó MGS (Topógrafo Global de Marte, en idioma español), que ya se encuentra fuera de funcionamiento.

En 1998, el MGS descubrió que Marte tenía un campo magnético muy extraño. En vez de ser una burbuja global, como la Tierra, el campo marciano tiene forma de sombrillas magnéticas que surgen de la superficie y se elevan más allá de las capas superiores de la atmósfera de Marte. Estas sombrillas se cuentan por docenas y cubren aproximadamente un 40 por ciento de la superficie del planeta, principalmente en el hemisferio sur.

Durante años, los investigadores pensaron que las sombrillas hacían las veces de escudo de la atmósfera marciana, protegiendo de la erosión ocasionada por el viento solar a las bolsas de aire localizadas por debajo de ellas. Sorprendentemente, Brain ha descubierto que lo opuesto también podría ser válido: “Las sombrillas se hallan ubicadas donde los trozos de aire están siendo arrancados”.

Arriba: El viento solar sopla contra Marte y arranca plasmoides que contienen material atmosférico de las capas superiores de sombrillas magnéticas. Crédito: Artista gráfico Steve Bartlett. [Imagen ampliada]

Ante sus colegas, en el taller, Brain describió cómo hizo el descubrimiento hace apenas algunos meses:

Brain se encontraba revisando datos de archivo de los sensores de partículas y campos del Topógrafo de Marte. “Tenemos mediciones de 25.000 órbitas”, dice. En una de esas órbitas, el MGS pasó a través de la capas superiores de una de las sombrillas magnéticas. Brain notó que el campo magnético de la sombrilla se había enlazado al campo magnético del viento solar. Los físicos llaman a esto “reconexión magnética”. Lo que pasó a continuación no se sabe con total certeza pero las lecturas del Topógrafo Global son coherentes con el siguiente escenario: “Los campos reconectados se envolvieron alrededor de un paquete de gas en la parte superior de la atmósfera, formando una cápsula magnética de mil kilómetros de ancho con aire ionizado atrapado en su interior”, dice Brain. “La presión del viento solar hizo que la cápsula se desinflara y se alejara volando, llevando consigo su carga de aire”. Desde entonces, Brain ha encontrado una docena más de ejemplos. Las cápsulas magnéticas o “plasmoides” (plasmoids, en idioma inglés) tienden a ser arrancadas sobre el polo sur de Marte, principalmente porque la mayoría de las sombrillas magnéticas se encuentran en el hemisferio sur del planeta.

Arriba: Dave Brain, de la Universidad de California, en Berkeley, presentó esta diapositiva en el Taller sobre Plasmas de Huntsville para explicar en forma gráfica la manera en que los plasmoides se llevan consigo aire de Marte. [Imagen ampliada]

Brain no está preparado para declarar que el misterio está resuelto. “Aún no estamos seguros de cuán a menudo se forman los plasmoides o cuánto más gas contiene cada uno de ellos”. El problema radica en que el Topógrafo Global de Marte no estaba diseñado para estudiar el fenómeno. La nave estaba equipada únicamente para detectar electrones y no los iones más pesados que compondrían la mayor porción del gas atrapado. “Iones y electrones no siempre se comportan de la misma manera”, advierte. También, el MGS tomó una muestra de las sombrillas a altitudes fijas y a la misma hora local cada día. “Necesitamos tomar una muestra de muchas altitudes y horarios para entender realmente estos eventos dinámicos”.

En resumen, Brian dijo al público asistente que “se necesitan más datos”.

El investigador deposita sus esperanzas en una nueva misión de la NASA llamada MAVEN, que es la abreviación en idioma inglés de “Mars Atmosphere and Volatile Evolution” o “Atmósfera de Marte y Evolución Volátil”. MAVEN es un satélite que orbitará a la altura de las capas superiores de la atmósfera marciana y cuyo lanzamiento ya está aprobado para el año 2013. La sonda está específicamente diseñada para estudiar la erosión atmosférica. MAVEN podrá detectar electrones, iones y átomos neutros; también podrá medir campos magnéticos y eléctricos y podrá viajar alrededor de Marte en una órbita elíptica, atravesando las sombrillas magnéticas a diferentes altitudes, ángulos y horarios del día. Asimismo, podrá explorar regiones localizadas tanto cerca como lejos de las sombrillas, otorgando de este modo a los investigadores la perspectiva completa que necesitan.

Si realmente hay trozos de aire magnetizado que están siendo arrancados, MAVEN podrá verlos y medir la tasa de pérdida de gas atmosférico. “Personalmente, pienso que este mecanismo es importante”, dice Brain, “pero MAVEN podría demostrar que estoy equivocado”.

Mientras tanto, el Misterio del Aire Extraviado en Marte pareciera estar ya dando algunas buenas pistas.

Fuente | NASA


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Júpiter podría tener un núcleo rocoso del tamaño de la Tierra

Júpiter tiene un núcleo rocoso que es más del doble de grande de lo que se pensaba, de acuerdo con los cálculos computacionales realizados por un geofísico que simuló las condiciones dentro del planeta, a nivel de átomos de hidrógeno y helio. “Nuestras simulaciones muestran que hay un gran objeto rocoso en el centro, rodeado por una capa de hielo, y no hay hielo en casi ningún otro lugar del planeta”, dijo Burkhard Militzer de la Universidad de California, en Berkeley. “Es un resultado muy distinto, en cuanto a la estructura interna de Júpiter, al obtenido mediante otros modelos recientes, que predicen un núcleo relativamente pequeño o nulo, y una mezcla de hielos a lo largo de la atmósfera”.


La comparación de este modelo con la masa conocida del planeta, su radio, su temperatura de superficie, su gravedad y su deformación del ecuador indica que el núcleo de Júpiter es una roca del tamaño de la Tierra, que tiene de 14 a 18 veces la masa de nuestro planeta, o un veinteavo de la masa total de Júpiter, según dijo Militzer. Los modelos anteriores predecían un núcleo mucho más pequeño, de sólo 7 masas terrestres, o sin núcleo ninguno.

”Júpiter”

La simulación sugiere que el núcleo está hecho de capas de metales, rocas y hielos de metano, amoniaco y agua, y por encima se sitúa una atmósfera compuesta principalmente de hidrógeno y helio. En el centro del núcleo rocoso hay probablemente una bola metálica de hierro y níquel, igual que en el núcleo de la Tierra.

“Básicamente, el interior de Júpiter recuerda al de Saturno, con un Neptuno o un Urano en su centro”, dijo. A Neptuno y a Urano se les llama “gigantes helados”, porque también parecen tener un núcleo rocoso rodeado por hielo de hidrógeno y helio, aunque sin la envoltura de gas que tienen Júpiter y Saturno.

”Modelos”

“Estos nuevos cálculos realizados por Burkhard resuelven muchas de las viejas incertidumbres del modelo que teníamos hasta ahora, de 19 años de antigüedad”, dijo el coautor William B.Hubbard de la Universidad de Arizona. “El nuevo modelo termodinámico proporciona una descripción física más precisa de lo que sucede en el interior de Júpiter”.

El gran núcleo rocoso implica que, a medida que Júpiter y otros planetas gigantes gaseosos se formaban hace 4.500 millones de años, crecían por la colisión de pequeñas rocas que formaron núcleos que capturaron una inmensa cantidad de hidrógeno y helio, con lo que se formó la atmósfera.

“Según el modelo de acreción al núcleo, según se enfriaba la nebulosa planetaria original, los planetesimales colisionaban y se quedaban pegados, formando los núcleos de los planetas”, dijo Militzer. “Si esto es verdad, significa que los planetas tienen grandes núcleos, que es lo que la simulación predice. Es más difícil hacer un planeta con un núcleo pequeño”.

La simulación de Militzer también predice que las diferentes partes del interior de Júpiter rotan a distintas velocidades, lo que cuadra con la gravedad observada en Júpiter. El planeta se podría concebir como un conjunto de cilindros concéntricos rotando alrededor del eje; los cilindros exteriores (en las regiones ecuatoriales) rotarían más rápido que los interiores. Esto es idéntico a la rotación del Sol, dijo Militzer. Los investigadores dicen que su modelo concuerda con los datos obtenidos por la nave Galileo, que orbitó alrededor de Júpiter de 1995 a 2003.

Militzer tiene planeado utilizar el nuevo modelo para simular el interior de otros planetas, e investigar las implicaciones para la formación de planetas fuera de nuestro sistema solar. Los datos que se obtengan con la futura misión Juno de la NASA, que se lanzará en 2011 y comenzará a orbitar alrededor de Júpiter el 2016 para medir la gravedad y el campo magnético del planeta, comprobarán las predicciones de Militzer.

Fuente | Astroseti


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Descubierto el "eslabón perdido" de las galaxias


Astrónomos de la Universidad de Nottingham han identificado un tipo de galaxia que podría ser el eslabón perdido en nuestra comprensión de la evolución galáctica.
El estudio STAGES liderado por el Centro de Astronomía y Teoría de Partículas de la Universidad examina la evolución galáctica usando imágenes del Telescopio Espacial Hubble. Un proyecto distinto — Galaxy Zoo — usa a voluntarios del público general para clasificar galaxias. Ambos equipos han identificado una población de galaxias espirales rojas inusuales que están en camino de su jubilación tras una vida de formación de estrellas.





Los astrónomos colocan la mayor parte de galaxias normales en dos grupos de acuerdo a su apariencia visual: sistemas en forma de disco como nuestra Vía Láctea, o conjunto en formas redondas y de pelota de rugby de estrellas conocidas como elípticas. En la mayor parte de los casos, la forma de una galaxia encaja con su color; las galaxias espirales parecen azules debido a que aún están formando estrellas jóvenes calientes vigorosamente. Las galaxias elípticas, por otra parte, son en su mayor parte viejas, muertas y rojas, y tienden a acumularse en regiones abarrotadas del espacio.

El equipo de Galaxy Zoo examinó la conexión entre las formas y colores de millones de galaxias usando imágenes del mayor estudio de todos los tiempos del universo local — el Estudio Digital del Cielo Sloan — y la ayuda de cientos de miles de voluntarios. Un ingrediente clave para su éxito era la fiabilidad clasificando la apariencia de galaxias observándolas realmente, en lugar de confiar en las medidas por ordenador más propensas a error. Encontraron que muchas de las galaxias rojas en regiones abarrotadas son en realidad galaxias espirales, resistiéndose a la tendencia de que las galaxias rojas sean de forma elíptica.

El Dr. Steven Bamford, investigador de posdoctorado del Consejo de Instalaciones Científicas y Tecnológicas (STFC) en la Universidad de Nottingham, lideró el estudio Galaxy Zoo. Comenta que: “Para tener brazos espirales, deben haber sido galaxias espirales azules normales hasta hace bastante poco tiempo. Pero por alguna razón su formación estelar se ha detenido, y se han vuelto rojas. Sea lo que sea lo que ha detenido su formación estelar, no puede haber sido particularmente violento, o habría destruido el delicado patrón espiral”.

El equipo de Galaxy Zoo concluye que un proceso más sutil debe estar funcionando, uno que acabe que con formación estelar pero no interrumpa la forma global de la galaxia.

Aunque Galaxy Zoo observa las propiedades generales de millones de galaxias de una gran porción de cielo, el proyecto STAGES tomó una aproximación complementaria examinando en detalle justo el tipo de vecindad donde se espera que ocurran estas transformaciones.

El equipo descubrió que, a pesar de su color, las espirales rojas están en realidad escondiendo su formación estelar tras un velo de polvo. Invisible a nuestros ojos (o los de Hubble), esta formación estelar sólo es detectable en la parte infrarroja del espectro — la radiación emitida desde las galaxias en las longitudes de onda más largas de la luz visible.

Cuando se unieron las observaciones de ambos proyectos, la descripción que surgió fue una muy sutil. La formación estelar en una galaxia azul espiral gradualmente se apaga y oculta tras el polvo, antes de esfumarse para formar unas galaxias rojas lisas “lenticulares” (en forma de lente) sin rastro de brazos espirales. Ir más allá y transformar la galaxia en una forma elíptica requeriría mecanismos más violentos, tales como las colisiones de galaxias.

La posición es clave para el desarrollo de las galaxias. Las espirales rojas se encuentran principalmente en las cercanías de regiones abarrotadas del espacio donde se unen cúmulos de galaxias. Cuando una galaxia azul es arrastrada por la gravedad desde las regiones rurales a los suburbios, una interacción con su entorno provoca un descenso en la formación estelar. Cuando más cerca está la galaxia, más se ve afectada.

Pero si el entorno determina dónde tiene lugar el proceso, la masa de la galaxia decido lo rápido que tiene lugar. Dado que tanto STAGES como Galaxy Zoo observaron un número tan grande de galaxias, fueron capaces de subdividirlas aún más dependiendo de cuánto pesaban. Ambos grupos encontraron que la masa de las galaxias también es importante.

El Profesor Bob Nichol de la Universidad de Portsmouth, miembro del equipo de Galaxy Zoo, explica: “Así como un luchador del peso pesado puede soportar un golpe que tumbaría a una persona normal; una gran galaxia es más resistente a ser afectada por su entorno local. Por tanto, las espirales rojas que vemos tienden a ser las galaxias mayores — presumiblemente debido a que las menores se transformaron más rápidamente”.

Meghan Gray, Miembro Avanzado del STFC en la Universidad de Nottingham y líder del estudio STAGES, añade: “Nuestros dos proyectos han aproximado el problema desde dos direcciones muy distintas, y es gratificante ver que cada uno proporciona piezas independientes del puzzle que apuntan a la misma conclusión”.

El Dr. Christian Wolf, Miembro Avanzado de Investigación del STFC en la Universidad de Oxford, entrenó al Telescopio Espacial Hubble en una región del espacio repleta de galaxias, conocida como supercúmulo A901/902 en el proyecto STAGES. Como el equipo de Galaxy Zoo, el Dr. Wolf también descubrió una población sorprendentemente grande de galaxias espirales en el supercúmulo que tienen color rojo.

El Dr. Wolf dijo: “Para las galaxias de STAGES, el Telescopio Espacial Spitzer nos proporcionó imágenes adicionales en las longitudes de onda infrarrojas. Con ellas, fuimos capaces de ir más lejos y observar a través de las piezas perdidas del puzzle”. En el interior del supercúmulo, el Dr. Wolf descubrió que las espirales rojas ocultaban bajos niveles de formación estelar oculta, a pesar de su apariencia inerte en la luz visible.

El siguiente paso para ambos equipos es encontrar exactamente qué elimina la formación estelar, observando dentro de las propias galaxias. Sospechan que detrás de la lenta desaparición de las galaxias hay un proceso conocido como estrangulación, en el cual el suministro de combustible de las galaxias es robado cuando se encuentra con la población. Sin la materia prima necesaria para formar nuevas estrellas, lentamente cambiará de color del azul al rojo conforme envejecen sus estrellas.

Los hallazgos del equipo STAGES sobre las propiedades de las galaxias espirales rojas aparecen on-line el 25 de noviembre de 2008 en http://arxiv.org/list/astro-ph/new. Los resultados del Galaxy Zoo están disponibles on-line en http://arxiv.org/abs/0805.2612

Fuente | Ciencia kanija

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Nombrado un segundo grupo de cráteres de Mercurio

La Unión Astronómica Internacional (IAU) ha aprobado recientemente una propuesta del equipo de ciencia de Messenger para nombrar 15 cráteres en Mercurio. Todos los nuevos cráteres nombrados fueron fotografiados durante el primer sobrevuelo de la misión del planeta más interior del Sistema Solar en enero de 2.008.


Situación de los cráteres recien nombrados


La IAU ha sido el arbitro de la nomenclatura de los planetas y satélites desde su creación en 1.919. Siguiendo la tradición de los nombres de los cráteres de Mercurio, todos los cráteres han recibido los nombres de famosos artistas, músicos o escritores fallecidos.


“Estamos encantados de que la IAU haya actuado de nuevo rápidamente para aprobar este nuevo conjunto de nombres para los prominentes cráteres de Mercurio”, dice Sean Solomon, Principal Investigador de Messenger y perteneciente de la Carnegie Institution de Washington. “Estos últimos nombres son en honor de un diverso grupo de algunos de los más consumados contribuyentes a las más altas aspiraciones de la humanidad. Además les hace mucho más fácil el trabajo a los científicos planetarios para hablar de las mayores estructuras de Mercurio en charlas y publicaciones”.

Los nuevos cráteres recién nombrados incluyen:

- Amaral, por Tarsila do Amaral de Brasil, considerada una de las mejores artistas modernistas de Latinoamérica.
- Dalí, por Salvador Dalí, pintor español y líder del movimiento surrealista.
- Munch, por Edvard Munch, pintor simbolista noruego, conocido por su pintura El Grito.
- Poe, por Edgar Allan Poe, poeta, crítico, editor y escritor norteamericano, conocido por sus historias de misterio.

- La lista incluye además a Enwonwu, Glinka, Hovnatanian, Beckett, Moody, Navoi, Nawahi, Oskison, Qi Baishi, Raden Saleh y Sher-Gil.

“Fue muy agradable considerar nombres de entre las personas más reconocidas en el mundo de las artes y las humanidades”, dice Dave Blewett, científico del proyecto de la Universidad Johns Hopskins. “Además es gratificante tener los nombres aprobados por la IAU que tienen significado para los miembros del equipo. Por ejemplo, el cráter Poe fue una elección popular al ser el favorito local por tener sus raíces en Baltimore.”

“Que los cráteres más prominentes tengan nombre nos ayudará a recordar y discutir las localizaciones específicas en este ‘terreno desconocido’ previamente”, dice Blewett.

La adición de estos cráteres, junto con las 12 estructuras nombradas en abril, lleva el total a 27 nuevas estructuras de la superficie de Mercurio nombradas en 2.008. En septiembre de 2.009 la sonda Messenger completará su tercer y último sobrevuelo de Mercurio antes de ser la primera nave en orbitar el planeta a partir de marzo de 2.011.

Fuente | Sondas espaciales

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Relatividad y espaciotiempo


Hay un antes y un después de la teoría de relatividad especial de Einstein (1905). Es significativo lo que dice Leslie Pearce Williams, profesor Emeritus de la Historia de la Ciencia en la Cornell University de New York, en el prólogo del excelente libro (recopilación de textos) La teoría de la relatividad: sus orígenes y su impacto: “Antes de 1905 era posible explicar la ciencia al profano utilizando términos verbales que, aunque difusos, podían entenderse. Desde entonces esto resultaba ya imposible, porque la cualidad peculiar de la teoría especial de la relatividad era que violaba todos los principios del sentido común… a partir de entonces los modelos ya no eran mecánicos sino matemáticos”.



El tiempo y el espacio absoluto de la mecánica clásica de Newton pasaron a la historia cuando se demostró que no existía realmente una referencia espacial inmóvil, una especie de sustrato que lo llenaba todo llamado “éter lumínico”, ni existía un tiempo universal. Cada sistema pasaba a tener un tiempo y pasaba a ser la referencia para la medida de los demás. Bien es verdad que esto sólo se puede apreciar en los sistemas que se mueven a velocidades no despreciables respecto a la velocidad de la luz, por lo que cualquier medición que realizemos en nuestra vida cotidiana no se ve afectada por las correcciones relativistas.



Trescientos años antes, el gran Galileo Galilei en su notable principio de relatividad ya había observado que no existe modo alguno de distinguir localmente el movimiento uniforme, es decir el movimiento no acelerado, respecto a algún supuesto absoluto inmóvil. Mucho antes que Einstein utilizara los trenes en sus experimentos mentales, de forma similar, Galileo pensaba en la cabina principal bajo la cubierta de un gran barco. Allí no habría forma de distinguir, en los movimientos de los animales encerrados, si el barco permanecía quieto o en movimiento uniforme.

Mucho después, ya en el siglo XIX, el desencadenante de la revolución que supuso la teoría de la relatividad fueron una serie de experimentos que se realizaron en la segunda mitad de la centuria para detectar las corrientes del “éter” sobre la superficie de la Tierra y la influencia de las mismas sobre la velocidad de la luz. El éter era un supuesto material que se creía necesario para la propagación de las vibraciones de la luz en el vacío. En 1887 Albert A. Michelson y Edward W. Morley realizaron en Cleverland (Ohio) un experimento que desde entonces ha adquirido la categoría de clásico. Sus resultados fueron negativos, la velocidad de la luz medida a favor y en contra del supuesto éter resultó ser la misma, y aunque poco después el físico holandés H. A. Lorentz logró salvar la existencia del éter a costa de postular la contracción de los objetos al moverse a través del éter, la vieja concepción del tiempo y el espacio absolutos había sido herida de muerte. La ciencia contemporánea no podía explicar la razón de que la velocidad de la luz fuera siempre la misma, tanto si emanaba de un cuerpo en reposo como si lo hacía de un cuerpo moviéndose a gran velocidad.

Poincaré y Einstein descubrieron, independientemente, que las ecuaciones de Maxwell, relativas a la propagación de las ondas electromagnéticas (la luz es una onda electromagnética) también satisfacen un principio de relatividad similar al galileano sobre su invarianza, al pasar de un sistema de referencia en reposo a uno en movimiento (Lorentz también había abordado esta cuestión hacia 1895).

Einstein tuvo que elegir entre el principio de relatividad (invarianza de las leyes físicas en cualquier sistema de referencia en reposo o en movimiento uniforme) y la física de Galileo-Newton. Si bien estas leyes se habían verificado, siempre había sido a velocidades muy pequeñas comparadas con la velocidad de la luz y eso le dio la clave: la relatividad válida debía ser la inherente a las ecuaciones de la propagación de la luz de J.K.Maxwell.

Poco después de que Einstein publicara el artículo en el que describía su teoría especial de la relatividad (1905) Sobre la electrodinámica de cuerpos en movimiento, su antiguo profesor Hermann Minkowski ponía la guinda que faltaba. En un histórico discurso de inauguración de la 80 reunión de la Asamblea general alemana de científicos naturales y físicos el 21 de septiembre de 1908 pronunció una célebre frase: “Las ideas sobre el espacio y el tiempo que deseo mostrarles hoy descansan en el suelo firme de la física experimental, en la cual yace su fuerza. Son ideas radicales. Por lo tanto, el espacio y el tiempo por separado están destinados a desvanecerse entre las sombras y tan sólo una unión de ambos puede representar la realidad”.

La relatividad especial de Einstein mantiene el principio según el cual las leyes de la física se expresan de la misma manera en dos referenciales en movimiento rectilineo uniforme, en relación uno con el otro. Pero, para que la velocidad de la luz sea la misma en los dos referenciales, como de hecho y según todos los experimentos así ocurre, hay que renunciar al caracter absoluto del tiempo y del espacio (de su métrica espacial). El espacio ya no es independiente del tiempo, ni éste lo es del espacio. Además en las expresiones que ligan los dos conceptos aparece una constante ligada a ambos de forma indisoluble: la velocidad de la luz. Esto hace que las longitudes medidas en un sistema ya no sean invariantes y dependan de la velocidad del mismo, y lo mismo ocurre con los tiempos.

Nuestra percepción basada en el espacio de tres dimensiones que conocemos, con un tiempo independiente del espacio no es exacta. Es válida para nuestro mundo cotidiano (de bajas velocidades comparadas con la de la luz), pero dista de ser la realidad. Hasta tal punto que lo que conocemos como la paradoja de los gemelos no es ni siquiera una paradoja en el nuevo marco del espaciotiempo. En esta paradoja se explica que un gemelo se queda en la tierra mientras el otro sale a viajar, en una nave interplanetaria a velocidades cercanas a la luz, y al volver al cabo de un año encuentra a su hermano veinte o treinta años mayor que él. En la geometría relativista del espaciotiempo de Minkowski, que es una geometría no plana (no euclidiana), el intervalo de tiempo del gemelo que se queda es mayor que los dos intervalos temporales (ida más vuelta) del gemelo que viaja. El gemelo que viaja toma “un simple atajo” en el espaciotiempo. El camino temporal más recto, en el espaciotiempo, no consiste en quedarse en tierra sino en viajar a velocidades elevadas, aunque entonces también intervienen aceleraciones y esto queda dentro del marco de la relatividad general.

Fuente | La bella teoria


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