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

31 de marzo de 2010

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

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El retorno de las manchas solares

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

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Nuevo estudio en la Tierra busca aclarar misterios de Europa

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

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Agujeros negros tempranos ganan masa durante las colisiones galácticas

30 de marzo de 2010


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

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Extraño gradiente de temperatura en Mimas

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


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

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Hubble confirma la aceleración cósmica generada por la energía oscura

26 de marzo de 2010

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


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

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

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




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Actualizaciones en el software del róver Opportunity

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

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Encontrada la luz perdida del 90% de las galaxias

25 de marzo de 2010


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

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Lluvia de helio en Júpiter

24 de marzo de 2010

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

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Agujeros negros que no absorben materia oscura

22 de marzo de 2010

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

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Alta tasa de formación estelar en una galaxia joven

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


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

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Erupción inesperada deV407 Cyg

El pasado 11 de marzo un astrónomo aficionado japonés anunció lo que podría haber sido el descubrimiento de una nueva nova de magnitud 8 en la constelación del Cisne. Pronto se percató de que esta erupción no era lo que parecía ser. En realidad lo que observó fue una inesperada erupción de una estrella variable conocida, V407 Cygni, que normalmente oscila entre la magnitud 12 y 14. Pero, ¿qué causo esta inesperada explosión?
V407 Cyg es una variable simbiótica. Este tipo de binarias suelen estar formadas por una gigante roja de tipo M, y una enana blanca, que orbitan en un centro común de masas dentro de una nebulosa compartida, formada por el gas que arranca la enana blanca de la gigante roja. En la siguiente imagen podéis ver las secuencias de este proceso.


 Las variables simbióticas son sistemas muy complejos con una marcada variabilidad. Pueden variar periodicamente debido a la rotación del sistema binario, a las pulsaciones que sufre la gigante roja así como a las posibles manchas que puedan aparecer sobre su superficie, o al oscurecimiento de la luz por parte del polvo circundante. El brillo de la enana blanca también puede ser algo variable ya que acumula materia procedente de la gigante roja, lo que la calienta a una tasa constante.
La acreción de masa sobre la enana blanca suele resultar periódica, aunque este periodo puede sufrir variaciones. Si hay un aumento repentino en la tasa de acumulación, o el material del disco llega a un punto de inestabilidad, puede derrumbarse sobre la superficie de la enana blanca y provocar una nueva erupción del sistema simbiótico.
Se ha calculado que alrededor del 20% de las parejas simbióticas están formadas por una componente variable tipo Mira como estrella gigante del sistema. La variación de luz de estas estrellas suele deberse a las pulsaciones de la estrella gigante principalmente. Por ello, observar en un sistema de este tipo una variación de brillo cuyo origen es producto de la interacción entre las estrellas del sistema binario es importante. Fue toda una sorpresa encontrar que V407 Cyg había aumentado su brillo en casi 100 veces.
Posteriormente al descubrimiento se analizó el espectro de la binaria y se descubrió que era diferente al de cualquer otra variable tipo Mira analizada. En el espectro se puso de manifiesto la existencia de dos tipos de actividad. Uno de ellos fue el viento ionizado relativamente lento de la estrella tipo Mira. El otro mostraba el material eyectado en rápida expansión de una explosión de nova.
Los estallidos típicos de los sistemas binarios simbióticos conocidos, y de estrellas tipo Mira simbióticas, por lo general, muestran un aumento muy lento en el máximo,prolongándose unos meses la eyección de masa real significativa. V407 Cyg parece haber evolucionado mucho más rápido y de forma similar a como lo hacen las novas recurrentes RS Oph y CRB T. Luego, V407 Cyg puede unirse a esta extraña clase de novas recurrentes simbiótica.
Además, el telescopio Fermi detectó otro hecho inusual en este sistema. Observó rayos gamma que podrían heber sido causados por choques impulsados por la aceleración del material expulsado, y su captura por los fuertes campos elctromagnéticos  existentes dentro del sistema.
Al igual que en el caso de muchas novas recurrentes, esta erupción puede durar semanas o meses, y la variación del brillo del sistema podría ser bastante compleja e interesante. Debido a que la estrella gigante está perdiendo masa, es muy probable que el sistema se encuentre rodeado por una gran cantidad de materia circundante. El material eyectado por la enana blanca en la explosión interaccionará con este gas provocando innumerables fenómenos que generen variaciones de brillo en el sistema.

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Película en 3D con las imágenes del Hubble

21 de marzo de 2010


Recopilando datos tomados por el Hubble, un grupo de científicos han elaborado una película en 3D de la Nebulosa de Orión y otros objetos, creando unas secuencias únicas, nunca vistas hasta ahora.
La Nebulosa de Orión es una fábrica de estrellas que se encuentra a 1.500 años luz de la Tierra. La energía de las protoestrellas que han nacido en su seno ilumina toda la región de nubes. Esta nebulosa es una de las que se puede ver en la película en 3D dedicada al Hubble que se estrena en los cines Imax de todo el mundo, y cuya duración es de 43 minutos. De esta forma,la NASA celebra los 20 años del Telescopio Espacial Hubble. En el film también se incluyen imágenes tomadas por los astronautas en sus misiones de mejora y reparación del telescopio.
Pero no sólo podremos disfrutar de la Nebulosa de Orión. También podremos contemplar los pilares de formación estelar de la Nebulosa del Águila fotografiados por la nueva cámara, la Wide Field Camera 3.
Para esta película,las imágenes en 2D del telescopio, se han convertido en 3D, dando al público la impresión de realizar un viaje por el espacio a través de los objetos más populares fotografiados por el Hubble.

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Cassini y los anillos de Saturno

20 de marzo de 2010

Los anillos de Saturno pueden considerarse como una de las piedras preciosas de nuestro Sistema Solar. Pero también son unas estructuras que aún guardan muchos misterios y enigmas que los científicos tratan de descubrir, como son la naturaleza de las fuerzas dinámicas que generan su estructura. En la fotografía de la izquierda podemos ver a Saturno con una inusual geometría. El Sol se encuentra oculto tras el planeta.
La sonda Cassini lleva desde 2004 estudiando este sistema. Desde entonces son muchos los descubrimientos que le debemos sobre los anillos y su ambiente, así como de las lunas de Saturno y del campo magnético que las rodea.
Vistos desde la Tierra, los anillos de Saturno aparentan ser un halo plano, estable y prístino. Pero Cassini nos ha revelado que la realidad es bien distinta. Esta sonda ha conseguido obtener una imagen en 3D de los anillos descartando su planitud. La composición de esta estructura es también muy fluida y variable, por lo que también debemos olvidarnos de una composición uniforme y homogénea de los anillos.
Uno de los aspectos sobre los que la Cassini arrojó luz, fue sobre el color y la composición de los anillos. El 90% del material que compone los anillos es hielo de agua, lo que genera el color blanco que observamos.  En la siguiente fotografía podemos observar en color real a Saturno y sus anillos principales, mostrando los anillos B y C, y la sombra que los anillos generan en el ecuador del planeta. La imagen fue tomada cerca del equinocio.


Pero Cassini ve en los anillos zonas de color rojo por efecto de algún contaminante que desconocemos. Los científicos pensaron que este color se debía a que algún objeto helado del Sistema Solar exterior podría haber virado hacia Saturno, siendo destrozado por la gravedad de marea del planeta. Sin embargo, la firma de este color rojo no se ajusta a este modelo. Estas firmas rojizas son similares a las halladas en las lunas de Saturno pero más rojas aún. Las explicaciones que ofrecen los científicos para este fenómeno incluyen la presencia de óxido o de pequeñas moléculas orgánicas mezcladas con el hielo de agua.
Cassini también ha revelado que la estructura de los anillos sufre perturbaciones causadas por unos objetos desconocidos, la atracción de las lunas, y la propia dinámica interna del planeta. Estas perturbaciones son especialmente notables en el anillo F, en el que se han observado un sistema de líneas estrechas que se encuentran fuera de los anillos principales. La sonda observó cómo objetos de un kilómetro de tamaño rebotaban hacia atrás y hacia delante en el anillo F. Cassini en un principio sólo contempló uno de estos objetos, pero cuando volvió a observar la zona detectó una especie de "cola de cometa" que se desprendía del anillo. La nave siguió estudiando este fenómeno y detectó muchas más firmas de "colas de cometas" relizando un vertiginoso viaje de ida y vuelta a través del anillo F. Pero todavía se desconoce qué causa este fenómeno, y la naturaleza de los objetos que forman las colas de los cometas. En la imgen superior derecha, tenemos una fotografía de Saturno tomada por la Cassini desde lo alto del polo norte en 2007. El Sol ilumina la parte sur de los anillos, por lo que el anilloB aparece en sombra debido a su densidad.
Cassini también ha descubierto detalles de la interacción de los anillos con las lunas de Saturno, así como pequeñas agrupaciones dentro de los anillos que se producen debido a la gravedad del propio anillo.
Una mejor comprensión de los procesos que dan forma a los anillos planetarios pueden ayudar a los científicos comprender cómo se forman los planetas, ya que el sistema de anillos alrededor de Saturno ha resultado ser muy similar a los discos de gas y polvo que se forman alrededor de las estrellas y que dan lugar a los planetas. Por ejemplo, se creee que las lagunas existentes entre los anillos, y en las que se encuentran los satélites pastores, generan mecanismos similares a los que producen los gigantes de gas al limpiar la nebulosa planetaria.
Cassini también investigó la magnetosfera de Saturno, el escudo que se forma alrededor de los planetas cuando los vientos solares interactúan con el campo magnético del planeta.
Antes de la misión de Cassini, se pensaba que la magnetosfera de Saturno sería dominada por el nitrógeno que se desprendía de la luna Titán. Pero las observaciones de la nave espacial mostraron que es dominada por el agua, parte de la cual proviene de las plumas de vapor de agua que salen disparadas de los géiseres de la superficie de la luna Encelado. Según los datos calculados por la sonda, Encelado produce unos 100 kilogramos de vapor de agua por segundo.
Cassini también ha escuchado las tormentas eléctricas en Saturno, y tomó la primera película de sus auroras. Observó además una tormenta con forma inusual de hexágono (en la fotografía) que persisten en los polos del planeta, y que los científicos todavía no han sido capaces de explicar.
La sonda también ha encontrado un enorme anillo tan grande que mide unas 12,5 veces la distancia entre la Tierra y la Luna, y 6 veces más grueso.
La misión de Cassini se ha ampliado hasta el 2017. Esto hace posible ver el progreso de Saturno a través de otra estación, ya que su año equivale a 30 años terrestres. De esta forma observaremos los cambios que sufre el planeta, sus lunas y sus anillos en las diferentes estaciones.

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Gliese 710 podría chocar contra la Nube de Oort

Nuevos cálculos indican que la estrella enana naranja, llamada Gliese 710 (fotografía de la izquierda), se estrellará contra la Nube de Oort que rodea al Sol en su órbita por nuestra galaxia. La invasión de esta estrella en la concha formada por muchos miles de millones de fragmentos de hielo, lanzará una lluvia de cometas hacia el Sistema Solar interior, amenazando a los planetas con efectos devastadores.
Algunos científicos creen que podría repetirse una situación similar a la del último gran bombardeo que dejó a la Luna cubierta de cráteres hace alrededor de 4 millones de años. La buena noticia es que no se espera que Gliese 710 llegue hasta dentro de un millón de años o más hasta el exterior de nuestro Sistema Solar.
La amenaza de Gliese 710, una estrella con la mitad de la masa solar, y situada a 63 años luz de distancia en la constelación de la Serpiente, tiene un 86 por ciento de probabilidades de cumplirse.
Esta teoría surgió tras el estudio que llevó a cabo el telescopio espacial Hipparcos que midió las posiciones precisas de un millón de estrellas de nuestra vecindad cósmica, lo que permitió a lo astrónomos hacer cálculos de sus movimientos relativos con respecto al Sol en su viaje en torno al centro de la galaxia. En total, el Dr. Vadim Bobylev, del Observatorio Astronómico Pulkovo, en San Petersburgo, ha localizado a tres estrellas que tendrán encuentros muy cercanos con nuestro Sol, a menos de 3 años luz de distancia. Pero se sorprendió al descubrir que la estrella Gliese 710 se dirigía en su camino directamente hacia nuestro Sol a una velocidad de 30.000 kilómetros por hora. En su camino penetrará en la nube de Oort,que se encuentra alrededor de un año luz de distancia del Sol, dentro del próximo millón y medio de años. E incluso podría adentrarse a zonas tan interiores como el Cinturón de Kuiper, aunque las posibilidades de este evento sean sólo una entre mil.
Además algunos astrónomos piensan que Gliese 710 podría poseer su propia nube de Oort, lo que generaría una doble lluvia de cometas.


Esta alerta se añade a la posible existencia de Némesis, una enana marrón invisible compañera del Sol, de la que sólo se ha teorizado su existencia. De existir, Némesis, podría ser localizada por el telescopio WISE. Este hipotético astro podría ser el responsable de las extinciones masivas de la vida en la Tierra cada 26 millones de años.

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Agujeros negros primitivos sin discos de polvo a su alrededor

19 de marzo de 2010

Los astrónomos han encontrado lo que parecen ser dos de los primeros y más primitivos agujeros negros supermasivos conocidos. El descubrimiento, basado en gran medida en las observaciones del Spitzer de la NASA, proporcionarán una mejor comprensión de las raíces de nuestro Universo, y  de cómo se formaron los agujeros negros, las estrellas y las galaxias.
"Hemos encontrado lo que es probablemente la primera generación de quásares, nacidos en un medio libre de polvo y en las primeras etapas de la evolución", dijo Jiang Linhua, de la Universidad de Arizona, Tucson.
Los agujeros negros son bestiales distorsiones del espacio y el tiempo. Los más masivos y activos se encuentran en los núcleos de las galaxias, y suelen estar rodeados de estructuras en forma de rosquillas de gas y polvo que alimentan y sostienen un agujero negro cada vez mayor.
Los científicos creen que nuestro Universo primitivo no tenía polvo, lo que lleva a deducir que los cuásares primitivos tampoco contaban con él. Pero nadie había visto estos cuásares hasta ahora. Spitzer ha identificado a dos de estos candidatos, situados alrededor de 13 mil millones de años luz de distancia de la Tierra.
Los cuásares, denominados J0005-0006 y J0303-0019, fueron revelados a la luz visible con datos del Sloan Digital Sky Survey. El Chandra también ha observado los rayos de uno de los objetos, revelando cómo el gas que circunda uno de estos agujeros negros es absorvido por él.
Los cuásares emiten una enorme cantidad de luz, haciendo que sean detectables, literalmente, en el borde del Universo observable. Jiang y sus colegas se propusieron observar J0005-0006 y J0303-0019 con el Spitzer, entre 2006 y 2009, junto con otros cuásares, todos ellos entre los más lejanos conocidos. Cada cuásar es conducido por un agujero negro supermasivo que pesa más de 100 millones de veces la masa solar.
De los 21 cuásares estudiados, J0005-0006 y J0303-0019 carecían de la firma característica de polvo caliente, según los datos del Spitzer. La visión infrarroja de este telescopio espacial pudo detectar el brillo cálido del polvo que ha sido calentado por la presencia de un agujero negro.
En la sigueinte imagen podemos ver la comparación entre un agujero  negro supermasivo con uno típico .Se puede ver como el agujero negro del cuásar J0842 1218 muestra los signos de un anillo de polvo que lo rodea, mientras que el agujero negro del cuásar J0005-0006, carece de ellos.


Los científicos creen que estos agujeros negros primordiales, se formaron en una época muy temprana del Universo, menos de mil millones de años después del Big Bang. El Universo primordial no contenía ninguna molécula que pudiera coagular en forma de polvo. Los elementos necesarios para este proceso se produjeron posteriormente con las estrellas.
Los astrónomos también observaron que la cantidad de polvo caliente en un cuásar aumenta con la masa de su agujero negro. Como un agujero negro crece, el polvo tiene más tiempo para materializarse a su alrededor. Los agujeros negros de los núcleos de J0005-0006 y J0303-0019 tienen las masas más pequeña conocidas de los cuásares estudiados pertenecientes a un Universo temprano, lo que indica que son muy jóvenes, y en una fase en la que el polvo aún no se ha formado en torno a ellos.
Las observaciones de Spitzer se hicieron antes de que el telescopio se quedara sin su refrigerante líquido en mayo de 2009.

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Supernovas de tipo Ia fruto de la fusión de dos enanas blancas

Astrónomos han encontrado una prueba más de que una proporción significativa de las supernovas de tipo Ia son el resultado de dos enanas blancas que se fusionan, y cuya explosión genera una supernova ultra-luminosa.
La teoría estándar dice que las supernovas de tipo Ia son el resultado de una excesiva recolección de gas por parte de una enana blanca, robado de una compañera más masiva. Una vez que el gas acumulado en la superficie de la enana blanca supera el límite de Chandrasekhar,que equivale a 1,4 veces la masa solar, la fusión nuclear de la enana blanca se desestabiliza, por lo que la estrella explota. Como todas las enanas blancas deberían explotar precisamente cuando se alcanza este límite de 1,4 masas solares, se supone que todas deberían tener el mismo brillo, lo que las convierte en candidatas perfectas para medir distancias en el Universo.
En los últimos años, cuatro supernovas de tipo Ia - 2003fg SN, SN 2006gz, SN 2007if y SN 2009dc - han sido más brillante de lo que deberían haber sido. Estudios de SN 2007if revelan que lo que explotó tenía un peso total de alrededor de 2,1 masas solares, superando con creces el límite de Chandrasekhar . Esto se basa en la cantidad de níquel-56 que se detecta en los restos de la supernova (níquel-56 es el isótopo que la fuerza de la explosión genera a partir de la transformación del carbono y del oxígeno presente en la composición inicial de la enana blanca). También se detectó en este evento una dotación excepcional de carbono y oxígeno sin transformar y que rodeaba la zona de la explosión, que sólo contribuía a la mitad de una masa solar. La magnitud absoluta de SN 2007if  fue aproximadamente tres veces más luminosa que una típica supernova de tipo Ia.
Una tasa de rotación muy alta, en teoría, podría mantener una enana blanca que excede el límite de Chandrasekhar, tal vez hasta 2,4 masas solares, pero el autor principal del estudio, Richard Scalzo, de la Universidad de Yale, estudia la teoría de que estas supernovas son el producto de dos enanas blancas que se fusionan. Esto refuerza la hipótesis establecida el mes pasado que, a partir de observaciones de rayos X, las supernovas de tipo Ia son en su mayoría generadas por este tipo de fusiones.
Estos hallazgos recientes impulsan a buscar una firma que identifique sin dudas, cuándo una supernova de tipo Ia es producida por acreción de materia y cuándo es producida por la fusión de dos enanas blancas.
Scalzo proporciona otra prueba para afirmar que esta explosión se debió a la fusión de dos enanas blancas. Al aproximarse las dos enanas blancas, la más pequeña comenzó a ser despedazada por la de mayor tamaño, formando un disco de materia alrededor de la mayor. Es precisamente esta cáscara, la envoltura de carbono y oxígeno sin transformar que se ha detectado. Como su densidad es muy baja, no se acumula un presión lo suficientemente alta como para que se genere níquel-56.
Los astrónomos siguen investigando que tanto por cierto de las supernovas de tipo Ia son producidas por este fenómeno de fusión.

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Importante descubrimiento sobre la formación de estrellas masivas

Las estrellas masivas, al emerger del seno de las nebulosas, emiten al nacer una fuerte radiación que calienta el gas de los alrededores deteniendo el crecimiento y la formación de nuevas estrellas. Ahora, una nueva investigación ha revelado que la radiación en forma de filamentos en espiral , llamados cintas, actúan como un escudo de gas absorviendo el calor de las estrellas jóvenes, y permitiendo que el gas circundante siga precipitando a la superficie de la estrella recién nacida.
Todas las estrellas se encienden en un determinado momento. Cuando se condensa la nube de hidrógeno molecular, se genera energía a través del colapso gravitacional, que tras un millón de años más o menos de colapso, la temperatura central es lo suficientemente alta como para comenzar la fusión nuclear y encender la estrella.
En la Nebulosa Trífida, en la fotografía, se puede contemplar en luz infrarroja, una incubadora estelar. La estrella central sigue acumulando masa, y se encuentra rodeada de 30 estrellas embrionarias mucho más pequeñas.
Las estrellas de masa solar están libres de un problema al que se enfrentan las estrellas más masivas. En el momento en el que comienza la fusión nuclear, las estrellas masivas siguen acumulando más masa mientras que este proceso ya se ha detenido en las estrellas de masa similar a la de nuestro Sol. Al encenderse, las estrellas emiten una radiación ultravioleta que ioniza el gas circundante , a la vez que generan un viento estelar que eyecta dicho gas. Entonces, ¿cómo pueden acretar más materia las estrellas masivas si el viento solar aleja el gas?
Este puzzle ha sido resuelto por un equipo de astrónomos de los Estados Unidos, Alemania y México, usando modelos informáticos de cómo se comportaría el gas alrededor de una estrella joven masiva. Encontraron que el gas no cae uniformemente sobre la estrella, sino que se creaban  zonas más densas formando estructuras filamentosas de gas, a modo de cintas espirales que se solapan poco a poco con el viento de la estrella. Estas cintas pueden absorver gran parte de la radiación de la joven estrella, protegiendo el resto de la nebulosa del viento solar que emite.
Estudios recientes han demostrado cómo los campos magnéticos desempeñan un papel importante en la atracción de gas en una estrella masiva a lo largo de las líneas de campo. Por ello, este equipo de científicos están realizando simulaciones para medir el papel de estos campos magnéticos dentro de las cintas. Sin embargo, los miembros del equipo del Museo Americano de Historia Natural, dicen que los resultados iniciales indican que los campos magnéticos no tienen un efecto sobre la forma que tienen las cintas a la hora de absorber la radiación. Para sistemas muy masivos, los campos magnéticos pueden ser demasiado débiles para luchar contra la gravedad propia de la estrella. Sin embargo, los campos magnéticos aún pueden ser importantes en la recopilación del material del medio interestelar.

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Nueva imagen de WISE

La NASA ha hecho pública otra imagen obtenida con el WISE, el telescopio de infrarrojos. Esta fotografía pertenece al racimo Berkeley 59 y  a NGC 7822, que se encuentran a 3.300 años luz de la Tierra en dirección a la constelación de Cefeo.
El material verde en la nube de gas y polvo alrededor del racimo de estrellas Berkeley 59 es calentado por los hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP), unas moléculas que en la Tierra podemos encontrarlas en cualquier lugar donde se de un proceso de combustión, como en un tubo de escape. Y el color rojo brillante es debido al polvo calentado por estrellas jóvenes que se encuentran dentro de la nebulosa.
Como consecuencia de los viento solares de las estrellas más jóvenes, el gas circundante se ha calentado y se ha comprimido , lo que está dando lugar a una segunda generación de estrellas. De hecho, se ha observado un remanente de supernova asociado a esta formación denominada NGC 7822, que indica la explosión de una estrella masiva,al poder detectarse los flujos de materia que ha eyectado y que también causan la compresión de la nube molecular, ayudando, con ello, al nacimiento de nuevas estrellas. Por último, los puntos azules dispersos, son estrellas de nuestra galaxia que se encuentran más cerca de la Tierra, en el mismo plano, que esta formación.
Las HAPs son unas moléculas muy importantes porque están vinuladas a las primeras formas de vida. Se las puede llegar a encontrar en otras zonas de medio interestelar.

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Exoplaneta Corot-9b: ¿tiene exolunas con agua?

18 de marzo de 2010

El satélite Corot ataca de nuevo con otro descubrimiento de un planeta fascinante. Esta vez, el recién descubierto planeta gigante gaseoso puede tener un interior que se asemeja mucho al de Júpiter y al de Saturno.Muy pocos son los planetas templados descubiertos capaces de permitir la presencia de agua líquida, pero Corot acaba de encontrar un candidato. Se encontró el 16 de mayo de 2008 y orbita a su estrella cada 95.274 días, un poco más que el tiempo que tarda Mercurio en dar la vuelta al Sol.
Más de 400 exoplanetas han sido descubiertos hasta ahora y 70 de ellos han sido encontrados por el método del «tránsito». Un tránsito es una especie de eclipse que se produce cuando un cuerpo celeste pasa por delante de su estrella y bloquea parte de la luz que transmite el astro. Analizando la variación de la luz de la estrella se pueden deducir datos del exoplaneta como son su masa, su diámetro y densidad, así como su temperatura. Estudiando el periodo entre dos tránsitos se calcula el periodo orbital del planeta.
Corot-9b es el planeta descubierto por elmétodo del transito que cuenta con un periodo orbital más largo y una órbita ligeramente elíptica, casi circular. En su máxima aproximación a la estrella, la separa de ésta una distancia de 54 millones de kilómetros. Aunque este planeta orbita muy cerca de su estrella, la temperatura de este astro es muy inferior a la del Sol, por lo que la temperatura del planeta podría oscilar entre los -23ºC y los 157ºC.
Corot-9b tiene un radio de alrededor de 1,05 veces el de Júpiter, pero sólo el 84% de su masa. Esto lleva a una densidad de 0,90 g / cc, o el 68% de la densidad de Júpiter. "Corot-9b es el primer exoplaneta que es, sin duda, similar a un planeta de nuestro Sistema Solar", dice Hans Deeg, investigador del Instituto de Astrofísica de Canarias, cuyo artículo sobre el descubrimiento se publica hoy en Nature.
La similitud es causada por el hecho de que Corot-9b está lo suficientemente lejos de su estrella como para evitar que las fuerzas de marea generen que el planeta muestre siempre la misma cara a su estrella.
Hay también una posibilidad tentadora acerca de este mundo. Aunque el planeta en sí es un gigante gaseoso y por lo tanto no tiene superficie sólida, podría tener una luna, por ejemplo parecida a Titán. Si el rango de temperaturas estimado es correcto, esta luna podría ser una bola de hielo, si nos situamos en la parte inferior del rango calculado, o tener una temperatura muy elevada al situarnos en la parte superior del rango. Pero hay una posibilidad amplia de que nos encontremos en una temperatura media del rango que permita la existencia de agua líquida. Sólo nos queda esperar para adentrarnos más en este descubrimiento.

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La Gran Macha Roja de Júpiter y su clima

Nuevas imágenes térmicas procedentes de telescopios terrestres, revelan los primeros mapas detallados del tiempo de la tormenta gigante de Júpiter.
La Gran Mancha Roja es la tormenta más larga y de mayor tamaño de todo el Sistema Solar. Durante cientos de años se lleva contemplando en la superficie del planeta gigate gaseoso. Esta tormenta gira en sentido antihorario en un periodo de unos seis días terrestres.
La siguiente imagen,   fue obtenida por el VLT,en el rango de la longitud de onda infrarroja, que es sensible a las temperaturas de la atmósfera de Júpiter en el rango de presión de 300 a 600 milibares. La imagen que le acompaña fue obtenida por el Hubble.


Las nuevas imágenes, derivadas del instrumento VISIR del VLT, el telescopio Gemini Sur y el telescopio Subaru de Japón, muestran remolinos de aire caliente y regiones más frescas que nunca antes se habían visto. Las imágenes han permitido a los científicos vincular la temperatura del terreno, los vientos, la presión y la composición con su color. Sorprendentemente, al combinar los datos térmicos con las observaciones de la estructura de las nubes profundas, el nivel de detalle es comparable a las imágenes de luz visible tomadas desde el espacio por el Telescopio Espacial Hubble.
"Esta es la primera vez que podemos decir que hay un estrecho vínculo entre las condiciones ambientales - temperatura, vientos, presión y composición - y el color real de la Gran Mancha Roja", dice el autor principal del estudio, Leigh Fletcher. "Aunque podemos especular, todavía no sabemos con certeza qué productos químicos o procesos están provocando el color rojo profundo, pero sí sabemos ahora que se relaciona con cambios en las condiciones ambientales en el centro de la tormenta".
El color más rojo de la mancha corresponde a un núcleo cálido en el sistema de tormentas. Los carriles oscuros en el borde de la tormenta marcan los lugares donde los gases se hunden más en el planeta.
"Uno de los hallazgos más interesantes muestra que el color naranja más intenso de la zona central de la mancha roja es aproximadamente de tres a cuatro grados más caliente que el ambiente a su alrededor", añadió Fletcher. Esta diferencia de temperatura es suficiente para causar una rotación débil en el sentido de las agujas del reloj en el centro de la tormenta, frente a la lucha contra el dominante movimiento del resto de la tormenta.
Las mediciones de VISIR también permitirán a los científicos crear un mapa de la temperatura, y de los porcentajes de aerosoles y amoníaco dentro y alrededor de la tormenta, que proporcionarán más información sobre el clima y el cambio en los patrones de circulación de la tormenta, en tres dimensiones y con el tiempo. En cuanto a las mediciones realizadas durante varios años, demuestran que la tormenta es sorprendentemente estable teniendo en cuenta las turbulencias que sufre, trastornos y encuentros cercanos con los anticiclones, tales como el llamado "Baby Spot" o "mancha roja junior".
 "Esta es nuestra primera imagen detallada del interior de la tormenta más grande del Sistema Solar", dice Glenn Orton, que encabezó el equipo de astrónomos que realizó el estudio. "Una vez se pensó que la Gran Mancha Roja era un óvalo simple y llano, sin mucha estructura, pero estos nuevos resultados muestran que es, de hecho, muy complicada".

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Nuevo proyecto para el Hubble

Un ambicioso proyecto permitirá a los astrónomos, mediante la utilización del Hubble, analizar el Universo en cinco direcciones seleccionadas para tratar de documentar las historia temprana de la formación estelar y de la evolución galáctica.
Se espera poder estudiar las fotografías tomadas de más de 250.000 galaxias distantes para proporcionar la primera visión global de la estructura que forman estas gigantes cósmicas.
Otro de los objetivos de este proyecto radica en la búsqueda de datos cruciales de las primeras etapas en la formación de un agujero negro supermasivo y en tratar de encontrar supernovas distantes para comprender la energía oscura y la expansión acelerada del Universo.
La documentación empleada se basa en la nueva cámara infrarroja del Hubble, la Wide Field Camera 3 (WFC3), así como la cámara para sondeos avanzados (ACS). En este proyecto van a trabajar un equipo internacional de investigadores, que tendrán disponible el Hubble por un tiempo de observación de cerca de tres meses y medio, que se extenderá a lo largo de los próximos dos a tres años.
El Hubble permite a los científicos remontarse en el tiempo ya que recoje la luz que ha viajado durante millones de años en todo el Universo. Este nuevo estudio espera poder analizar la luz de las galaxias a tan sólo 600.000 años después del Big Bang. Los astrónomos expresan estas distancias en términos del desplazamiento al rojo ("z"), una medida de cómo la expansión del Universo cambia la luz de un objeto a mayores longitudes de onda.
Se espera que los primeros datos de estas observaciones estén disponibles para finales de este año.

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2 nuevas imágenes de Fobos

17 de marzo de 2010

A continuación tenemos una imagen inusual de Fobos, una de las lunas de Marte. En la imagen tenemos la cara de Fobos contraria a la que muestra a Marte. Como comenté en un noticia anterior, la Mars Express de la ESA es la única nave que se encuentra actualemente en órbita en Marte que es capaz de tomar imágenes de este lado de Fobos. Ni la Mars Reconnaissance Orbiter, ni la Mars Odyssey, ni la Mars Global Surveyor son capaces de tomar esta órbita. La siguiente fotografía ha sido girada de manera que el norte se muestra en la parte superior de la imagen. Esta fotografía fue tomada por la Mars Express el paso 10 de marzo a una distancia de tan sólo 278 kilómetros de la luna, y tiene una resolución de 9 metros por píxel.


También el pasado 10 de marzo, fue tomada esta fotografía de Fobos enl a que se aprecia el cráter Stickney, a la izquierda de la luna. Marte se encuentra a la izquierda de la imagen, fuera del campo de la imagen.



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Planck detecta gigantes filamentos de polvo en nuestra galaxia


Una nueva imagen del satélite Planck de la ESA ha captado gigantes filamentos de polvo que se extienden a través de nuestra galaxia. El análisis de estas estructuras podría ayudar a determinar las fuerzas que dan forma a nuestra galaxia y a la formación de estrellas.
Planck es una sonda diseñada para estudiar los grandes misterios cosmológicos. ¿Cómo se formó el Universo? ¿Cómo se formaron las galaxias? Esta nueva imagen puede darnos algunas respuestas. En ella se muestra la estructura filamentosa de polvo en la vecindad solar, a unos 500 años luz del Sol. Estos filamentos locales están conectados a la Vía Láctea, detalle que se muestra en la característica horizontal de color rosa en la parte inferior de la imagen que ilustra esta noticia. Esta emisión proviene de mucho más lejos, del disco de nuestra galaxia.
La imagen ha sido coloreada para distinguir las diferentes temperaturas del polvo. Los tonos rosados claros muestran el polvo que se encuentra a unas pocas decenas de grados sobre el cero absoluto, mientras que los colores más oscuros se encuentran en torno a -261ºC, sólo alrededor de 12 grados sobre el cero absoluto. Cuanto más cerca se encuentra el polvo del plano galáctico, más caliente está, mientras que cuanto más alejado está del plano galáctico, más frío se encuentra.
Aún no se entiende bien la forma de estas estructuras, dice Jan Tauber, científico del proyecto Planck. Las partes más densas son las llamadas nubes moleculares, mientras que las más difusas son conocidas como "Cirrus". Estas formaciones se componen tanto de polvo como de gas, pero el gas no aparece directamente en las imágenes.
Hay muchas fuerzas presentes en la galaxia que pueden ayudar a formar las nubes moleculares y los cirros en estos patrones filamentosos. Por ejemplo, conocemos la creación de patrones en espiral a gran escala de estrellas , polvo y gas. La radiación y los chorros de partículas procedentes de las estrellas empujan el polvo y gas que se encuentra en zonas cercanas, desempeñando además los campos magnéticos un papel importante en esta distribución. Pero no está claro el papel que desempeña cada una de estas fuerzas en esta estructura.
Los puntos brillantes de la imagen son zonas densas de formación estelar. Cuanto más densas, mejor protegen su interior de la radiación exterior, por ello se enfrían más rápido y aceleran el colapso gravitatorio.
En la siguiente imagen podemos ver las estructuras filamentosas en las escalas grandes y pequeñas en la Vía Láctea.


El telescopio Herschel de la ESA puede ser utilizado para estudiar estas regiones en detalle, pero localmente. Sólo Planck está dotado para analizarlas en todo el cielo. Pero estos dos telescopios trabajan conjuntamente. Herschel se encarga del estudio a pequeñas escalas, y Planck de analizar el Universo y sus grandes estructuras. Un enigma que deben responder estos dos equipos es por qué estas etructuras filamentosas se presentan a gran y pequeña escala.
Esta nueva imagen ha sido elaborada con datos obtenidos a alta frecuencia, captados por el Planck con su instrumento HFI, en longitudes de onda de 540 y 350 micrómetros, combinados con una fotografía tomada por el IRAS el 1983.
Los datos tomados por el HFI se registraron como parte de la primera encuesta de Planck de todo el cielo en longitudes de onda de microondas. Durante cada rotación, Planck cruza la Vía Láctea en dos ocasiones.

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