Cosmos: 9 Las vidas de las estrellas

Las vidas de las estrellas

Episodio 9 de 13 de la serie documental "Cosmos: Un viaje personal", de Carl Sagan.

cosmos9 from Hipatia on Vimeo.

Cosmos: Un viaje personal (Cosmos: A Personal Voyage), es el título de una obra de divulgación científica escrita por Carl Sagan, Ann Druyan y Steven Soter (con Sagan como guionista principal), cuyos objetivos fundamentales fueron: difundir la historia de la astronomía y de la ciencia, el origen de la vida, concienciar sobre el lugar que ocupa nuestra especie y nuestro planeta en el universo, las modernas visiones de la cosmología y las últimas noticias de la exploración espacial; en particular, las misiones Voyager. El programa de televisión estuvo listo en 1980 y constó de trece episodios, cada uno de aproximadamente una hora de duración. La música incidental fue obra de Vangelis. La serie se ha emitido en 60 países y ha sido vista por más de 500 millones de personas. Tras el rodaje de la serie, Sagan escribió el libro homónimo Cosmos, complementario al documental (Véase Cosmos (libro)).

Accede al resto de la serie desde aquí.

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Encontrado un agujero negro gemelo al de la Vía Láctea

Un instrumento con una aguda visión sobre el Telescopio Muy Grande ha dado a los astrónomos una imagen del corazón de una galaxia cercana, revelando un grupo de jóvenes y masivas guarderías estelares polvorientas y un posible gemelo de nuestro agujero negro de la Vía Láctea.

NGC 253 (la Galaxia Sculptor) se muestra aquí con una imagen insertada que muestra una imagen cercana de las partes centrales observadas con el instrumento NACO del Telescopio Muy Grande de ESO y el ACS a bordo del Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA. Crédito: ESO

La galaxia, conocida como NGC 253, es una de las galaxias espirales más polvorientas y brillantes del cielo. También es conocida como la Galaxia Sculptor, debido a que se sitúa en la constelación de Sculptor.

La Galaxia Sculptor es una galaxia en explosión estelar, conocida así por la formación estelar tan intensa que se produce allí.

Los astrónomos del Instituto de Astrofísica de Canarias en España usaron NACO, un instrumento de óptica adaptativa en el Telescopio Muy Grande del Observatorio Europeo del Sur (situado en el desierto de Atacama en el norte de Chile), para estudiar a NGC 253 en un detalle más fino en el infrarrojo cercano.

La óptica adaptativa corrige el efecto de difuminado que puede tener la atmósfera de la Tierra sobre las imágenes tomadas por los telescopios terrestres. Los sensores y espejos deformables corrigen las distorsiones de la luz entrante, produciendo imágenes tan claras como si el telescopio estuviese en el espacio.

Con este sistema de óptica adaptativa, NACO reveló las características de NGC 253 que estaban a tenían apenas 11 años luz de diámetro.

Las observaciones de NACO se combinaron con datos de otro instrumento del VLT, VISIR, y con imágenes del Telescopio Espacial Hubble y observaciones realizadas por el Conjunto Muy Grande y el Interferómetro de Línea Base Muy Grande. (Debido a sus longitudes de onda más largas, las señales de radio no se ven afectadas por las turbulencias atmosféricas).

“Nuestras observaciones nos proporcionan tanta resolución espacial que podemos, por primera vez, compararlos con los mapas de radio más detallados de esta galaxia — mapas que han existido durante más de una década”, dijo el miembro del equipo Juan Antonio Fernández-Ontiveros.

Con estas imágenes, los astrónomos identificaron 37 regiones brillantes distintas — un incremento de tres veces sobre los resultados previos — empaquetados en una diminuta región en el núcleo de la galaxia que forma apenas un 1 por ciento del tamaño total de la misma.

“Ahora pensamos que estas son probablemente guarderías muy activas que contienen muchas estrellas saliendo de sus huevos de polvo”, dijo el miembro del equipo José Antonio Acosta-Pulido.

Los datos combinados también llevaron a los astrónomos a concluir que el centro de NGC 253 alberga una versión a escala de Sagittarius A*, la brillante fuente de radio que yace en el núcleo de la Vía Láctea y se sabe que alberga un agujero negro masivo.

“Por tanto hemos descubierto lo que podría ser un gemelo de nuestro centro galáctico”, dijo la miembro del equipo Almudena Prieto.

Los hallazgos del equipo se detallan en el ejemplar de enero de la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters.

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Autor: Andrea Thompson
Fecha Original: 26 de enero de 2009
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Vía Ciencia Kanija

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Extraño asteroide 2009 BD sigue los pasos de la Tierra

Un asteroide de 10 metros de diámetro llamado 2009 BD, descubierto a principios de mes, está haciendo un lento paso sobre la Tierra, llegando desde 650 000 kilómetros de nuestro planeta. El asteroide cercano a la Tierra (NEO) no supone ninguna amenaza para nosotros, pero es una rareza que merece la pena estudiar. Los astrónomos creen que la roca es un raro “asteroide co-orbital” el cual sigue la órbita de la Tierra, no alejándose más de 0,1 UA (15 millones de km). Nos está siguiendo.

El vigilante nos observa desde lejos. 2009 BD está aproximadamente a 650 000 kilómetros de la Tierra (NASA)

Observando la descripción orbital de la Base de Datos de Cuerpos Pequeño del JPL de la NASA, es difícil distinguir entre el camino orbital de la Tierra y el de 2009 BD, mostrándonos cómo de cerca persigue el asteroide a la Tierra en su camino alrededor del Sol…

En 2006, la NASA anunció que la “segunda luna” de la Tierra era un asteroide conocido como 2003 YN107 (con un diámetro de unos 20 metros) y estaba a punto de abandonar la vecindad de la Tierra, dejando su órbita en forma de sacacorchos alrededor de nuestro planeta durante siete años, sólo para volver de nuevo en 60 años. 2003 YN107 no era una amenaza (y no lo será en el futuro), pero es interesante estudiar estos cuerpos para comprender cómo interactúan con la Tierra. Tener a los NEOs en órbitas estables alrededor de la Tierra podría ser beneficioso para la humanidad en las misiones futuras como misiones que podrían planificarse para enviar misiones de minería a estos visitantes rocosos de forma que podamos aprovechar sus recursos.

La ruta orbital de 2009 BD (línea azul) (JPL Small Body Database)

Hasta el momento, poco se sabe sobre el nuevo asteroide de 10 metros de nuestra vecindad cercana, pero nos proporciona una apasionante oportunidad de rastrear su laboriosa órbita para ver su finalmente será expulsado tras hacer un paso cercano por el campo gravitatorio de la Tierra (como fue el caso con 2003 YN107 en 2006). En las observaciones preliminares, 2009 BD se prevé que siga a nuestro planeta durante muchos meses (posiblemente años) en el futuro. Hasta noviembre de 2010, al menos, el asteroide perseguirá a la Tierra, dentro de una distancia de 0,1 UA.

Merece la pena enfatizar que 2009 BD no posee ninguna amenaza para la Tierra, su aproximación más cercana es a 644 000 km de nosotros. En comparación, el apogeo de la Luna es de 400 000 km, por lo que 2009 BD nos sigue desde lejos, más allá de la órbita lunar.

Conforme pase el tiempo, los astrónomos serán capaces de rastrear la órbita de 2009 BD con más precisión (para actualizaciones, echen un ojo en la Base de Datos de Cuerpos Pequeños del JPL), pero por ahora, tenemos una segunda micro-luna siguiendo a la Tierra en su órbita alrededor del Sol …

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Autor: Ian O’Neill
Fecha Original: 25 de enero de 2009
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Vía Ciencia Kanija

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Sistema Solar: Mercurio

Con este cuarto artículo sobre los cuerpos del Sistema Solar comenzamos a explorar los planetas por el más cercano al Sol.

Información general

La órbita elíptica de Mercurio lleva a este pequeño planeta a una distancia del Sol tan corta como 47 millones de kilómetros (29 millones de millas) y tan lejos como 70 millones de kilómetros (43 millones de millas). Si alguien pudiera soportar la abrasadora superficie de Mercurio durante su máximo acercamiento, el Sol parecería casi tres veces mayor que visto desde la Tierra. Las temperaturas en la superficie de Mercurio pueden alcanzar 430ºC (800ºF). Como el planeta no tiene una atmósfera que retenga el calor, las temperaturas nocturnas en la superficie pueden caer hasta -170ºC (-280ºF).

Es difícil observar Mercurio directamente desde la Tierra debido a su cercanía al Sol, excepto durante el crepúsculo. Mercurio puede verse indirectamente: 13 veces cada siglo, los observadores de la Tierra pueden ver cómo Mercurio atraviesa el espacio por delante del Sol, un acontecimiento llamado tránsito. Estos inusuales tránsitos suelen caer alrededor del 8 de mayo y el 10 de noviembre. Los primeros dos tránsitos de Mercurio en el siglo XXI sucedieron en mayo de 2003 y noviembre de 2006. El próximo ocurrirá el 9 de mayo de 2016.

Hace un tiempo los científicos pensaban que Mercurio tenía una cara que siempre daba al Sol, pero en 1965 los astrónomos descubrieron que el planeta rotaba tres veces cada dos órbitas. Mercurio completa una traslación alrededor del Sol cada 88 días, desplazándose a casi 50 kilómetros (31 millas) por segundo más rápido que cualquier otro planeta. La duración de un día de Mercurio (día sidéreo) equivale a 58,646 días terrestres.

En vez de atmósfera, Mercurio posee una delgada exosfera hecha de átomos desprendidos de la superficie a causa del viento solar e impactos de meteoroides. Debido a las extremas temperaturas de la superficie del planeta, los átomos escapan rápidamente hacia el espacio. Con la delgada exosfera no hay erosión por viento, y los meteoros no se queman por el rozamiento, como sí harían en otras atmósferas planetarias.

El polo sur de Mercurio, con grandes cráteres

© NASA

La superficie de Mercurio se asemeja a la de la Luna de la Tierra, marcada por muchos cráteres de impacto causados por colisiones con meteoroides y cometas. Hay áreas de terreno liso, pero también hay terrenos escarpados y acantilados, de cientos de kilómetros de largo, y que se elevan hasta más de kilómetro y medio, formados por contracciones tempranas de la corteza. La cuenca Caloris, una de las mayores formaciones en Mercurio, mide unos 1.300 km (800 millas) de diámetro. Es el resultado del impacto de un asteroide en la superficie del planeta, en una etapa temprana del Sistema Solar. En los siguientes 500 millones de años, el radio de Mercurio encogió de 1 a 2 kilómetros (0,6 a 1,2 millas) cuando el planeta se enfrió. La corteza externa se contrajo y se hizo suficientemente resistente como para contener el magma y que éste no alcanzara la superficie, finalizando así el periodo de actividad geológica.

Desde la reclasificación de Pluto como planeta enano en 2006, Mercurio es ahora el planeta más pequeño en nuestro sistema solar. Es, además, el segundo planeta más denso después de la Tierra, con un gran núcleo de hierro que tiene de 1.800 a 1.900 kilómetros de radio (1.100 a 1.200 millas), lo que supone un 75 por ciento del radio total del planeta. La capa externa de Mercurio, comparable a la de la Tierra (llamada manto), tiene un grosor de 500 a 600 kilómetros (de 300 a 400 millas) solamente. Se piensa que el campo magnético de Mercurio es una versión en miniatura del de la Tierra, pero los científicos no conocen todavía la intensidad del campo.

La nave Mariner 10 de la NASA fue la primera en visitar Mercurio. Esta nave tomó imágenes del 45% de la superficie. En 1991, realizando observaciones con radar, los astrónomos mostraron que Mercurio podría tener hielo de agua en sus polos Norte y Sur, en el interior de profundos cráteres que están permanentemente fríos (por debajo de -212ºC o -350ºF). Los cometas o meteoritos que cayeron aquí son los que podrían haber traído el hielo a estas regiones de Mercurio, o podría haberse expulsado vapor de agua desde el interior y haberse congelado en los polos.

La nave MESSENGER de la NASA está realizando actualmente realizando la primera misión destinada a orbitar el planeta más interior del Sistema Solar. La nave ya ha tomado imágenes intrigantes y datos científicos en sus primeros tres sobrevuelos, antes de insertarse en órbita, lo que está planeado para el 2011.

Lunas
Mercurio no tiene lunas conocidas.

Datos y tablas
Descubierto por: conocido desde antiguo.
Fecha del descubrimiento: desconocida.
Distancia media al Sol:
-Métrico: 57.909.175 km
-Inglés: 35.983.095 millas
-Notación científica: 5,7909175 x 10^7 km (0,38709893 U.A.)
-En comparación: La Tierra está a 1 U.A. (unidad astronómica) del Sol.
Perihelio (punto más cercano):
-Métrico: 46.000.000 km
-Inglés: 28.580.000 millas
-Notación científica: 4,600 x 10^7 km (0,3075 UA)
-En comparación: 0,313 veces el de la Tierra.
Afelio (punto más lejano):
-Métrico: 69.820.000 km
-Inglés: 43.380.000 millas
-Notación científica: 6,982 x 10^7 km (0,4667 U.A.)
-En comparación: 0,459 veces el de la Tierra.
Radio ecuatorial:
-Métrico: 2.439,7 km
-Inglés: 1.516,0 millas
-Notación científica: 2,4397 x 10^3 km
-En comparación: 0,3825 veces el de la Tierra.
Circunferencia ecuatorial:
-Métrico: 15.329,1 km
-Inglés: 9.525,1 millas
-Notación científica: 1,53291 x10^4 km
Volumen:
-Métrico: 60.827.200.000 km3
-Inglés: 14.593.200.000 mi3
-Notación científica: 6,08272 x 10^10 km3
-En comparación: 0,054 veces el de la Tierra.
Masa:
-Métrico: 330.220.000.000.000.000.000.000 kg
-Notación científica: 3,3022 x 10^23 kg
-En comparación: 0,055 la de la Tierra.
Densidad:
-Métrico: 5,427 g/cm3
-En comparación: 0,984 veces la de la Tierra.
Área de la superficie:
-Métrico: 74.800.000 km2
-Inglés: 28.900.000 millas cuadradas
-Notación científica: 7,48 x 10^7 km2
-En comparación: 0,108 veces la de la Tierra.
Gravedad en el ecuador:
-Métrico: 3,7 m/s2
-Inglés: 12,1 ft/s2
-En comparación: Si pesas 100 libras en la Tierra, en Mercurio pesarás 38 libras.
Velocidad de escape:
-Métrico: 15.300 km/h
-Inglés: 9.500 mph
-Notación científica: 4,25 x 10^3 m/s
-En comparación: la velocidad de escape en la Tierra es de 25.022 mph.
Periodo de rotación sidérea (duración de un día):
- 58,646 días terrestres
-1407,5 horas
-En comparación: 58,64 veces la de la Tierra
Periodo orbital sidéreo (duración de un año):
-0,241 años terrestres
-87,97 días terrestres
-En comparación: 0,241 veces el de la Tierra
Velocidad orbital media:
-Métrico: 172.341 km/h
-Inglés: 107.088 mph
-Notación científica: 47.872,5 m/s
-En comparación: 1,61 veces la de la Tierra.
Excentricidad de la órbita:
-0,20563069
-En comparación: 12,3 veces la de la Tierra.
Inclinación de la órbita respecto a la eclíptica: 7 grados
Inclinación del ecuador respecto a la órbita:
-0 grados.
-En comparación: la inclinación del ecuador terrestre respecto a la órbita es de 23,45º.
Circunferencia orbital:
-Métrico: 356.000.000 km
-Inglés: 221.000.000 millas
-Notación científica: 3,56 x 10^8 km
-En comparación: 0,385 veces la de la Tierra.
Temperatura de superficie mínima/máxima:
-Métrico: -173/427 ºC
-Inglés: -279/801 ºF
-Notación científica: 100/700 K
-En comparación: El rango de temperaturas de la Tierra es de 185/331 K.
Componentes de la atmósfera:
-En comparación: la atmósfera de la Tierra contiene mayoritariamente N2 y O2
Información adicional:
-Procedencia del nombre: dios mensajero de los Romanos
-Amaneceres sucesivos: cada 175,97 días

Con los ojos de un niño

Mercurio es el planeta más cercano al Sol. Se llama así por el antiguo dios romano del comercio y el beneficio. La leyenda dice que las sandalias aladas de Mercurio le hacían muy veloz. El planeta Mercurio también es muy rápido. Da una vuelta al Sol cada 88 días, más rápido que cualquier otro planeta. No hay duda de que tomó su nombre del más veloz de los dioses antiguos.
Mercurio es el planeta más pequeño de nuestro sistema solar. (Hay planetas enanos que son más pequeños). Si la Tierra fuera una pelota de béisbol, Mercurio lo sería de golf.

¿Cómo se vive en Mercurio?

Imagínate mirar a un sol que es tres veces más grande que el de la Tierra. Así es como se vería nuestro Sol desde Mercurio. Por la órbita elíptica (con forma de huevo) de Mercurio y su rotación extraña, el Sol aparece por la mañana brevemente, se oculta, y vuelve a aparecer. Lo mismo sucede al atardecer, pero al revés.

Mercurio no está tan caliente como podrías pensar. En realidad, Venus lo está más. La temperatura en Mercurio puede variar más de 530ºC (1.000ºF) entre la noche y el día. Hay muy poco aire (atmósfera) para retener el calor cuando el Sol no está. La delgada atmósfera también impide que los meteoros se quemen, así que Mercurio está cubierto de cráteres. Se parece mucho a nuestra Luna.

No hay agua en Mercurio. Pero puede haber un poco de hielo en los cráteres profundos. Mercurio tiene precipicios y valles, igual que la Tierra. Algunos precipicios tienen una milla de alto.

Necesitarías un traje espacial muy especial para visitar Mercurio. Tendría que protegerte del calor y el frío extremos y de la radiación peligrosa del Sol. Incluso la nave MESSENGER de la NASA, lanzada hacia Mercurio en 2004, necesita una pantalla que la proteja del calor y la radiación abrasantes.

104.000: Velocidad (en millas por hora) a la que Mercurio viaja alrededor del Sol, unas 40.000 millas por hora más rápido que la Tierra. En sistema métrico: 167.400 km/h.
36.000.000: Distancia media (en millas) de Mercurio al Sol. Unos 60 millones de kilómetros.
176: Número de días terrestres que quivalen a un día en Mercurio.
870ºF: La mayor temperatura en Mercurio. Son 467ºC.
-297ºF: La menor temperatura en Mercurio. Son -183 ºC.
808: Anchura (en millas) de la cuenca Caloris, el mayor cráter de impacto causado por un meteorito en Mercurio. Son 1.300 km, lo suficientemente grande como para albergar todo el estado de Texas.
1975: El último año de la primera misión a Mercurio. La siguiente misión llegó en 2007.
45: Porcentaje aproximado de la superficie de Mercurio que fue fotografiada con detalle en la primera misión.

Misiones
Misiones pasadas: Mariner 10.
Misiones en la actualidad: Messenger.
Misiones programadas: BepiColombo.

Traducido para Astroseti por Claudia Rodríguez Ruiz

Capítulos publicados:

1. Lunas y Planetas del Sistema Solar
2. Nuestro Sistema Solar
3. El Sol
4. Mercurio
5. Venus

Enlace: http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Mercury

Vía Astroseti

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Encontrado un nuevo súper-neptuno

Astrónomos del Centro Harvard-Smithsoniano para Astrofísica han descubierto un planeta algo mayor y más masivo que Neptuno orbitando una estrella a 120 años luz de la Tierra. Mientras que Neptuno tiene un diámetro de 3,8 veces el de la Tierra y una masa 17 veces mayor, el nuevo mundo (llamado HAT-P-11b) es de 4,7 veces el tamaño de la Tierra y pesa 25 masas terrestres.

HAT-P-11b se descubrió debido a que pasa directamente frente a su estrella madre (tránsito), bloqueando de esta forma aproximadamente un 0,4 por ciento de la luz de la estrella. Esta periódica atenuación se detectó mediante una red de pequeños telescopios automáticos conocida como “HATNet”, la cual está operada por el Centro en Arizona y Hawai. HAT-P-11b es el undécimo planeta extrasolar encontrado por HATNet, y el menor descubierto hasta el momento por alguno de los proyectos de búsqueda de tránsitos en proceso por todo el mundo.

La detección de tránsitos son particularmente útiles debido a que la cantidad de atenuación dice a los astrónomos cómo de grande debe ser el planeta. Combinando los datos de tránsitos con medidas del “bamboleo” de la estrella (velocidad radial) hechos por grandes telescopios como Keck, los astrónomos pueden determinar la masa del planeta.

Un número de planetas similares a Neptuno han sido encontrados recientemente mediante las búsquedas de velocidad radial, pero HAT-P-11b es sólo el segundo planeta similar a Neptuno encontrado en tránsito sobre su estrella, permitiendo así la determinación precisa de su masa y radio.

El mundo recién descubierto orbita muy cerca de su estrella, orbitando una vez cada 4,88 días. Como resultado, está abrasado a temperaturas de alrededor de 600 grados C. La propia estrella tiene aproximadamente tres cuartos del tamaño de nuestro Sol y es algo más fría.

Existen signos de un segundo planeta en el sistema HAT-P-11, pero se necesitan más datos de velocidad radial para confirmarlo y determinar sus propiedades.

Otro equipo ha localizado otro súper-neptuno en tránsito, conocido como GJ436b, alrededor de una estrella distinta. Se descubrió mediante una búsqueda de velocidad radial y más tarde se encontró que tenía tránsitos.

“Tener dos de tales objetos para comparar ayuda a los astrónomos a probar sus teorías de estructura y formación planetaria”, dijo el astrónomo de Harvard Gaspar Bakos, que lideró el equipo del descubrimiento.

HAT-P-11 está en la constelación de Cygnus, lo cual lo coloca en el campo de visión de la próxima nave Kepler de la NASA. Kepler buscará planetas extrasolares usando la misma técnica de tránsito desarrolladas por los telescopios terrestres. Esta misión podría, potencialmente, detectar el primero mundo similar a la Tierra orbitando una estrella lejana. “Ademñas, sin embargo, esperamos que Kepler mida las propiedades detalladas de HAT-P-11 con una precisión extraordinaria sólo posible desde el espacio”, dijo Robert Noyes, otro miembro del equipo del descubrimiento.

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Autor: Christine Pulliam
Fecha Original: 16 de enero de 2009
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Vía Ciencia Kanija

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Las teorías de formación de galaxias podrían estar equivocadas

Las galaxias son los bloques básicos del universo. Cada una de ellas comprende cientos de miles de millones de estrellas radiantes, como nuestro Sol, las cuales se extienden a lo largo de 50 000 años luz. Cada galaxia están embebida en un halo esférico de materia oscura que no puede verse, pero que se detecta a través de su atracción gravitatoria masiva. La naturaleza exacta de esta materia aún es desconocida.

Nueva teoría: Una simulación por ordenador de la formación galáctica muestra la materia fluyendo hacia el centro de una galaxia a través de tres ríos de gas frío. Crédito Universidad Hebrea de Jerusalén.

Las galaxias están compuestas en dos grandes tipos: espirales y elípticas. Las galaxias espirales, tales como nuestra Vía Láctea, son discos giratorios, ricos en gas de hidrógeno, y están formando constantemente nuevas estrellas. Las estrellas jóvenes dan a las galaxias espirales un tinte azul. Por el contrario, las galaxias elípticas tienen cuerpos con una forma más grande y redondeada, y está hechas de viejas estrellas rojas que están faltas de gas. Por tanto nos referimos a ellas como rojas y muertas.

El intento de comprender la forma en que se forman estos dos tipos de galaxias es el reto principal al que se enfrentan los investigadores cosmológicos modernos. La formación de galaxias es una etapa esencial en los procesos cosmológicos que llevan a la formación de la vida.

Una nueva teoría sobre cómo se formaron las galaxias en el universo hace miles de millones de años, ha sido formulada por cosmólogos Universidad Hebrea de Jerusalén y se oponen a las visiones predominantes de cómo las galaxias llegaron a la existencia.

La nueva teoría dice que las galaxias se forman principalmente como resultado de intensos ríos cósmicos de gas frío (mayormente hidrógeno) y no, como defienden las teorías actuales, debido principalmente a fusiones galácticas. Los investigadores dicen que estas fusiones tuvieron sólo una influencia limitada en la formación cosmológica del universo tal y como lo conocemos.

Los resultados del grupo de investigación de cosmología, liderado por el Prof. Avishai Dekel, que ostenta la Cátedra Andre Aisenstadt de Física Teórica en el Instituto Racah de Física de la Universidad Hebrea, aparece en Nature.

El modelo aceptado hasta ahora tiene como base la idea de gas esférico cayendo a un disco central, seguido de fusiones entre discos. La suposición es que las estrellas se formaron lentamente dentro de los discos gaseosos, y que los discos se convirtieron en globos cuando se fusionaron. En tal fusión, las nubes de gas en colisión produjeron un gran estallido de nuevas estrellas a un índice de cientos de masas solares por año.

Este modelo ha sido puesto en cuestión últimamente como resultado de observaciones astronómicas usando nuevas y más potentes telescopios los cuales permiten observaciones en mayor profundidad del universo, haciendo posible de esta forma examinar lo que sucedió en las galaxias hace 10 mil millones de años (aproximadamente 3 mil millones de años tras el Big Bang que dio origen al universo). “Las grandes galaxias, cuando se ven en esta etapa inicial, efectivamente crearon estrellas a un índice muy rápido, pero esto no parece ser en absoluto el resultado de fusiones galácticas”, dice el Prof. Dekel. Las observaciones astronómicas fueron lideradas por investigadores en Garching, Alemania, encabezadas por el Prof. Reinhard Genzel del Instituto Max Planck, cuyo grupo está colaborando con los investigadores de la Universidad Hebrea.

La cuestión que surgió era cómo estas galaxias fueron capaces de formar estrellas tan rápidamente y en tan grandes cantidades en una etapa tan temprana sin fusiones galácticas masivas.

En el artículo publicado en Nature, el Prof. Dekel y sus asociados franceses y de la Universidad Hebrea, proponen su nuevo modelo teórico, el cual explica estos fenómenos observados. Sus hallazgos están basados en simulaciones por ordenador llevadas a cabo por investigadores franceses encabezados por el Prof. Romain Teyssier. Las simulaciones, usando una de las supercomputadoras más potentes de Europa, hizo posible llevar a cabo una investigación detallada de una forma sin precedentes de cómo se formaron las galaxias en los inicios del universo.

La descripción que surge es una construcción de galaxias que da como se genera a partir de un flujo continuo de gas frío a lo largo de unos pocos estrechos flujos en lugar de mediante fusiones. Estos flujos de gas siguen a los filamentos de la “red cósmica” que define la estructura a gran escala del universo, los filamentos que alimentan a los halos de materia oscura en primer lugar. Estos ríos de gas frío penetran a través del halo de materia oscura de cada galaxia y el gas caliente que lo llena y alcanza el centro, donde se convierten en un disco giratorio. Estos discos, cada uno sujeto a sus propias fuerzas gravitatorias locales, se rompe en unos pocos cúmulos gigantes en los que el gas se convierte en estrellas de forma muy eficiente.

Mediante sus cálculos, Dekel y su grupo dicen que el índice de formación estelar, como predice la teoría, es compatible con el índice observado. Los investigadores se refieren a estos masivos formadores estelares en los inicios del universo como Ríos de Alimentación de Galaxias (SFG). El fenómenos de fusión galáctica, desde esta visión, no fue el factor principal como mantiene la actual teoría.

El Prof. Dekel y sus asociados de la Universidad Hebrea, el Prof. Re’em Sari y el Dr. Daniel Ceverino, desarrollaron una teoría física simple que explica la formación de cúmulos gigantes en los discos masivos iniciales, y cómo están dirigidos por los ríos cósmicos. Predicen que la migración de estos cúmulos a los centros del disco lleva a la formación de galaxias elípticas ya en los inicios del universo, independientemente de las fusiones galácticas. De esta forma están haciendo la revolucionaria propuesta de que el papel de los ríos de gas cósmico no está limitado sólo a la formación de discos de creación estelar, sino que estos ríos también son los responsables de la subsiguiente formación de las galaxias elípticas rojas y muertas.

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Fecha Original: 21 de enero de 2009
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Vía Ciencia Kanija

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¿Cómo pesar la Vía Láctea?

A principios de mes, los astrónomos anunciaron una nueva medida de la masa de la Vía Láctea – diciendo que es un 50% más masiva de lo que se pensaba y que aproximadamente igual de masiva que nuestra vecina más grande, Andrómeda.

Esta concepción artística de la Vía Láctea muestra la estructura espiral de cuatro brazos confirmada por las recientes medidas de distancia del VLBA (mostrado en puntos azules y verdes). Los datos muestran que la Vía Láctea gira más rápido de lo que antes se pensaba. Nuestra galaxia, por tanto, es más masiva de lo que creían los astrónomos, igualando el peso de Andrómeda. Los puntos rojos marcan el centro galáctico y la posición de nuestro Sistema Solar. Crédito: Robert Hurt, IPAC; Mark Reid, CfA, NRAO/AUI/NSF

El nuevo resultado es una gran revisión y tres veces más que otra estimación reciente de otro equipo. También genera una cuestión: ¿por qué los astrónomos no saben cuánto pesa nuestra galaxia madre?

Los astrónomos han intentado medir la masa de la Vía Láctea desde la década de 1920. Pero la medida resultó ser extremadamente compleja, no menos debido a que el 90% de la masa de la galaxia se cree que está hecha de materia oscura – una sustancia misteriosa, invisible que sólo revela su presencia debido a su tirón gravitatorio sobre estrellas y nubes de gas.
Para un número de otras galaxias, los astrónomos pueden solventar el problema de la materia oscura observando cómo una galaxia curva la luz de una galaxia más lejana. Cuanta mayor distorsión, mayor tirón gravitatorio de la materia oscura y ordinaria sobre la galaxia intermedia.

Pero debido a la posición de la Tierra dentro de la Vía Láctea, los astrónomos están limitados a medir directamente los objetos que pueden ver: el gas y las estrellas de la galaxia, así como las lejanas galaxias satélite y cúmulos estelares.

En principio, el movimiento de estos objetos puede usarse para estimar la masa de la galaxias. Cuanto más rápido sea el movimiento, más masa debe haber entre las órbitas para evitar que escapen al espacio intergaláctico.

Seguimiento estelar

El movimiento del gas y las estrellas a menudo se usa para estimar cuánta masa de la Vía Láctea está contenida dentro del disco visible de la galaxia. Pero medir la distancia y velocidad del gas es difícil, y la mayor parte de los estudios sólo pueden medir cómo de rápido se aproximan o alejan las estrellas del Sol en lugar de medir sus caminos tridimensionales a través del espacio.

La forma más precisa de medir la distancia de un objeto es usar el “paralaje” – diferencias en la perspectiva creadas al observar un objeto desde distintos ángulos. Dado que la Tierra se mueve alrededor del Sol una vez en el curso de un año, los investigadores pueden observar un objetivo desde puntos ampliamente separados a lo largo de la órbita de la Tierra y medir el ángulo entre las distintas líneas de visión.

El satélite europeo HIPPARCOS usó esta aproximación para medir la distancia a más de 100 000 estrellas que están a varios cientos de años luz del Sol.

Alcance extendido

El resultado de este mes de la Vía Láctea extendió tales medidas de distancia a unos 10 000 años luz de distancia del Sol. Pero en lugar de estrellas, Mark Reid del Centro Harvard-Smithsoniano para Astrofísica en Cambridge, Massachusetts, examinó másers – densas regiones de formación estelar que emiten microondas de forma natural.

Observando las mismas regiones en distintos momentos del año, Reid y sus colegas fueron capaces de discernir ligeros cambios en la posición del máser, los cuales revelaron su distancia a la Tierra. El equipo encontró que los másers parecen estar orbitando el centro galáctico más rápido de lo esperado a esas distancias, lo que significa que es necesaria más masa para mantenerlos en órbita.

La velocidad revisada sugiere que la Vía Láctea pesa unas 3 billones de veces la masa del Sol. Pero Reid sospecha que el nuevo estatus de peso pesado de la Vía Láctea puede no ser fijo. “Soy un tanto escéptico debido a que existen una gran cantidad de suposiciones para llegar a este punto”, dijo a New Scientist.

Disco brillante

Para convertir las medidas de velocidad de rotación a masa de la Vía Láctea, los astrónomos deben confiar en los modelos de cómo se distribuye la materia oscura en la galaxia. Pero nadie sabe cuánto de la masa de la Vía Láctea está más allá del disco brillante.

“No sabemos cuánta materia oscura hay está fuera de los que estamos midiendo”, dice el modelador de galaxias Christopher Mihos de la Universidad de Case Western Reserve en Cleveland, Ohio.

Los másers sólo pueden usarse para pesar la Vía Láctea fuera del borde de su disco visible, el cual termina a unos 60 000 años luz del centro galáctico. No obstante, la mayor parte de la masa de la Vía Láctea se cree que está más alejada, hasta a una distancia de unos 650 000 años luz.

Esperando a Gaia

Medir la masa de la Vía Lácea fuera del borde puede ser imposible. Pero el movimiento de las galaxias satélite y los cúmulos globulares – densos cúmulos de antiguas estrellas – podría ofrecer algunas pistas, dice Mihos.

Algunos de estos objetos se sitúan a más de 300 000 años luz de distancia, los cuales podrían revelar más información sobre cuánta materia hay entre ellas y el corazón de la Vía Láctea.

Pero, de nuevo, medir la velocidad y distancia de estos objetos es difícil. Es más, no está clara la forma de sus órbitas o si están todas gravitatoriamente ligadas a la Vía Láctea.

Algunos está observando al sucesor del proyecto HIPPARCOS – Gaia – el cual se espera que mida con una mejor precisión cómo de rápido se mueven las estrellas en estas galaxias satélite. El telescopio, el cual medirá mil millones de estrellas aproximadamente, tiene previsto su lanzamiento en 2013.

Estrellas veloces

Otra forma de estudiar las regiones lejanas de la Vía Láctea es rastrear las estrellas más rápidas cercanas al Sol. Algunas de estas estrellas veloces parecen seguir una órbita altamente elongada, o excéntrica que los lleva al borde de la galaxia. Esto las hace unas buenas medidas de cuánta materia es necesaria para evitar que escapen de la galaxia.

Pero medir estas estrellas rápidas también tiene sus limitaciones, dado que sólo sugiere la masa mínima de la Vía Láctea para mantener estos objetos en órbita, dice el astrofísico Julio Navarro en la Universidad de Victoria en Canadá.

Lograr una mejor descripción de la masa de la Vía Láctea y de su estructura puede depender finalmente de un número de métodos. “Necesitas combinar todos esos números para llegar a una buena comprensión”, dice Navarro. “No va a ser fácil”.

Pero es una cuestión importante. La respuesta podría dar a los astrónomos un mejor sentido de si la Vía Láctea está ligada a una colisión con Andrómeda, y si nuestra galaxia es típica o una excepción que podría retar los modelos cosmológicos.

Los mismos estudios podría también revelar más sobre la estructura de la Vía Láctea y fijar la cuestión de si nuestra galaxia contiene dos o cuatro brazos espirales.

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Autor: Rachel Courtland
Fecha Original: 20 January 2009
Enlace Original

Vía Ciencia Kanija

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Cosmos: 8 Viajes a través del espacio y el tiempo

Viajes a través del espacio y el tiempo

Episodio 8 de 13 de la serie documental "Cosmos: Un viaje personal", de Carl Sagan.

cosmos8 from Hipatia on Vimeo.

Cosmos: Un viaje personal (Cosmos: A Personal Voyage), es el título de una obra de divulgación científica escrita por Carl Sagan, Ann Druyan y Steven Soter (con Sagan como guionista principal), cuyos objetivos fundamentales fueron: difundir la historia de la astronomía y de la ciencia, el origen de la vida, concienciar sobre el lugar que ocupa nuestra especie y nuestro planeta en el universo, las modernas visiones de la cosmología y las últimas noticias de la exploración espacial; en particular, las misiones Voyager. El programa de televisión estuvo listo en 1980 y constó de trece episodios, cada uno de aproximadamente una hora de duración. La música incidental fue obra de Vangelis. La serie se ha emitido en 60 países y ha sido vista por más de 500 millones de personas. Tras el rodaje de la serie, Sagan escribió el libro homónimo Cosmos, complementario al documental (Véase Cosmos (libro)).

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Un meteoro espectacular iluminó Suecia

Comienzan a publicarse informes acerca de un bólido que la noche del 17 de enero de 2009, iluminó el cielo de Suecia:

También hay un video subido en YouTube que muestra lo extraordinario que fue el fenómeno:

Es muy probable que los restos del meteoro hayan caído en una amplia región, puesto que las explosiones indican que se habría desintegrado en la alta atmósfera. Si hay más informes y un poco de suerte se podrán encontrar meteoritos, tal como ocurrió en noviembre pasado en Canadá.

Actualizo en cuanto haya novedades importantes.

Vía BAB (en inglés). Crédito de la imagen: Medvetenskap (en sueco).

Vía El Sofista

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Sistema Solar: El Sol

Tercer artículo de la serie que trata sobre nuestro Sistema Solar. Proporciona una visión general de nuestra estrella y datos más específicos.

Información general

La estrella de nuestro sistema solar, el Sol, ha inspirado muchas historias mitológicas en culturas alrededor de todo el mundo, incluyendo las de los antiguos egipcios, los aztecas de Méjico, las tribus nativas de Norte América, los chinos, y muchos otros. Varias culturas antiguas construyeron estructuras de piedra y modificaron formaciones naturales de roca para observar el Sol y la Luna, registraron las estaciones, crearon calendarios, y predijeron eclipses solares y lunares. Estos ligares arquitectónicos muestran alineamientos deliberados de fenómenos astronómicos: amanecer, salida de la Luna, puesta de la Luna, e incluso estrellas y planetas.

El Sol es la estrella más cercana la Tierra, a una distancia media de 149,6 millones de kilómetros (92,96 millones de millas). Esta distancia se conoce como Unidad Astronómica (abreviado UA), y marca la escala para medir distancias en todo el Sistema Solar. El Sol, una inmensa esfera compuesta principalmente por gas ionizado, mantiene la vida en la Tierra. Potencia la fotosíntesis en las plantas verdes, y es en última instancia la fuente de todo alimento y combustible fósil. La conexión y la interacción entre el Sol y la Tierra provocan las estaciones, las corrientes oceánicas, el tiempo y el clima.

El Sol es 332.900 veces más masivo que la Tierra, y contiene el 99,86 por ciento de la masa de todo el Sistema Solar. Se mantiene unido por la atracción gravitacional, lo que produce altísimas presiones y temperaturas. El Sol tiene 6 regiones: el núcleo, la zona radiativa, y la zona de convección en el interior; la superficie visible, conocida como fotosfera; la cromosfera; y la región más externa, la corona.

En el núcleo, la temperatura es de unos 15 millones de grados centígrados (unos 27 millones de grados Farenheit), que es lo bastante como para mantener la fusión nuclear. La energía producida en el núcleo nutre al Sol y es el principal productor del calor y la luz que recibimos en la Tierra. La energía del núcleo se mueve por la zona radiativa, y tarda 170.000 años en llegar a la zona de convección. La temperatura cae por debajo de los 2 millones de grados centígrados (3,5 millones de gados Farenheit) en la zona de convección, donde grandes burbujas de plasma caliente (una sopa de átomos ionizados) se mueven hacia arriba.

La tenue corona no se ve fácilmente desde la Tierra - ©NASA

La "superficie" del Sol (la fotosfera) es una zona de 500 kilómetros de espesor (300 millas) de la que la mayor parte de la radiación escapa y se puede detectar cuando vemos la luz desde la Tierra, ocho minutos después de que deje el Sol. Las manchas solares de la fotosfera son zonas con intensos campos magnéticos que están más frías, y por tanto más oscuras, que la zona que las rodea. La temperatura de la fotosfera es de unos 5.500 grados centígrados (10.000 grados Farenheit). Sobre la fotosfera se encuentran la tenue cromosfera y la corona. La luz visible de estas regiones de la zona superior normalmente es demasiado débil para que se pueda ver en contraste con la brillante fotosfera, pero durante los eclipses solares, cuando la Luna tapa la fotosfera, la cromosfera se puede ver como un borde rojo alrededor del Sol, y la corona se puede ver como un bonito halo blanco.

Sobre la fotosfera, la temperatura aumenta con la altitud, llegando a alcanzar temperaturas tan altas como 2 millones de grados centígrados (3,5 millones de grados Farenheit). La fuente del calentamiento de la corona ha sido un misterio durante más de 50 años. Algunas soluciones se han propuesto a partir de observaciones en las misiones del SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) y el TRACE (Transition Region and Coronal Explorer), que encontraron zonas de campos magnéticos que cubrían toda la superficie solar. Ahora los científicos piensan que esta "alfombra" magnética es probablemente una fuente de la gran temperatura de la corona. La corona se enfría rápidamente, perdiendo calor en forma de radiación y de viento solar, un chorro de partículas cargadas que viaja hasta el extremo del Sistema Solar.

Datos y tablas

Descubierto por: conocido desde antiguo.

Fecha del descubrimiento: desconocida.

Radio ecuatorial:
-Métrico: 695.500 km
-Inglés: 432.200 millas
-Notación científica: 6,955 x 10^5 km
-En comparación: 109 veces el de la Tierra.

Circunferencia ecuatorial:
-Métrico: 4.379.000 km
-Inglés: 2.715.000 millas
-Notación científica: 4,36 x 10^6 km

Volumen:
-Métrico: 1.412.200.000.000.000.000 km3
-Inglés: 2,7403 x 10^17 mi3
-Notación científica 1,412 x 10^18 km3
-En comparación: 1.300.000 veces el de la Tierra.

Masa:
-Métrico: 1.989.000.000.000.000.000.000.000.000.000 kg
-Inglés: 4.385.000.000.000.000.000.000.000.000.000 libras
-Notación científica: 1.989 x 10^30 kg
-En comparación: 332.900 la de la Tierra.

Densidad:
-Métrico: 1,409 g/cm3
-En comparación: 0,255 veces la de la Tierra.

Área de la superficie:
-Métrico: 6.087.799.000.000 km2
-Inglés: 2.347.000.000.000 millas cuadradas
-Notación científica: 6,0877 x 10^12 km2
-En comparación: 11.990 veces la de la Tierra.

Gravedad en el ecuador:
-Métrico: 274,0 m/s2
-Inglés: 899,0 ft/s2
-En comparación: 28 veces la de la Tierra.

Velocidad de escape:
-Métrico: 2.223.720 km/h
-Inglés: 1.381.760 mph
-Notación científica: 6,177 x 10^5m/s
-En comparación: 55 veces la de la Tierra.

Periodo de rotación sidérea (duración de un día):
-25,38 días terrestres
-609,12 horas

Temperatura de superficie:
-Métrico: 5.500 ºC
-Inglés: 10.000 ºF

Temperatura efectiva:
-Métrico: 5.504 ºC
-Inglés: 9939 ºF
-Notación científica: 5777 K

Información adicional:
-Tipo espectral: G2V
-Luminosidad: 3,83 x 10^33 ergs/sec.
-Edad: 4.600 millones de años.
-Periodo sinódico: 27,2753 días.
-Periodo de rotación en el ecuador: 26,8 días.
-Periodo de rotación en los polos: 36 días.
-Velocidad relativa a las estrellas cercanas: 19,7 km/s.
-Distancia media a la Tierra: 149,60 millones de km (92,96 millones de millas; 1 Unidad Astronómica)
-Constante solar (Irradiancia total del Sol): 1,365-1,369 kW/m2 (a 1 UA)

Con los ojos de un niño

Nuestra estrella, el Sol, es el centro de nuestro Sistema Solar. Sin el Sol, no habría vida en la Tierra. Nuestro Sistema Solar está compuesto por el Sol, ocho planetas, 144 lunas, un puñado de cometas, asteroides y rocas espaciales, hielo, y varios planetas enanos, como Plutón. Los ocho planetas son Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.

Nuestro Sol es una bola caliente de gases irradiantes. La parte que podemos ver está a unos 6.100ºC (11.000ºF). Se hace más caliente cuanto más profundo se adentre uno en el Sol. La mayor temperatura que alcanza un horno en la cocina es de 260ºC (500ºF). La superficie del Sol hierve como un tazón de sopa. También despide llamaradas de gas caliente a miles de kilómetros en el espacio.

¿Cómo se está en el Sol?

El Sol está demasiado caliente para poder visitarlo. Una persona en una nave ni siquiera se podría acercar. Incluso si te pudieras acercar, si inmensa gravedad haría que tus brazos pesaran como tu cuerpo entero. Sería imposible moverse.

Misiones
Misiones pasadas: Helios 1, Helios 2, Ulysses, Genesis, Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopy Imager.
Misiones en la actualidad: SOHO, Trace, Solar B, STEREO.
Misiones programadas: Solar Dynamics Observatory, Solar Probe Plus.

Traducido para Astroseti por Claudia Rodríguez Ruiz

Capítulos publicados:

1. Lunas y Planetas del Sistema Solar
2. Nuestro Sistema Solar
3. El Sol
4. Mercurio
5. Venus

Enlace: http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun

Vía Astroseti

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El canibalismo estelar es clave para la formación de estrellas masivas

Los investigadores han descubierto que las misteriosas estrellas con sobrepeso conocidas como azules rezagadas son el resultado del “canibalismo estelar” donde el plasma es gradualmente arrastrado de una estrella a otra para formar una masiva e inusualmente caliente estrella que parece más joven de lo que es. El proceso tiene lugar en estrellas binarias – sistemas estelares que constan de dos estrellas orbitando un centro de masas común. Esto ayuda a resolver un antiguo misterio de la evolución estelar.

Azul rezagada en un cúmulo globular. Crédito: Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA.

La investigación que está patrocinada en parte por el Consejo de Instalaciones Científicas y Tecnológicas del Reino Unido (STFC) y llevada a cabo por científicos de la Universidad de Southampton y la Universidad McMaster en Canadá, se publica en la revista Nature el 15 de enero.

Las azules rezagadas se encuentra en todo el universo en cúmulos globulares - colecciones de aproximadamente 100 mil estrellas, estrechamente ligadas por la gravedad. De acuerdo con las teorías convencionales, las azules rezagadas masivas encontradas en estos cúmulos deberían haber muerto hace mucho tiempo debido a que las estrellas de un cúmulo nacen a la vez y por tanto están en una fase similar. Estas estrellas vagabundas masivas, no obstante, parecen mucho más jóvenes que otras estrellas y se encuentran virtualmente en todos los cúmulos observados.

El Dr. Christian Knigge de la Universidad de Southampton, que lideró el estudio, comenta: “El origen de las azules rezagadas ha sido un misterio desde hace mucho tiempo. Lo único que estaba claro es que al menos dos estrellas estaban implicadas en la creación de cada azul rezagada, debido a que las estrellas aisladas de esta masa simplemente no deberían existir en estos cúmulos.

La Profesora Alison Sills de la Universidad McMaster continúa explicando: “Hemos sabido de esta anomalía estelar desde hace 55 años. Con el tiempo han surgido dos teorías: que las azules rezagadas se creaban a través de colisiones con otras estrellas; o que una estrella en un sistema binario “renacía” atrayendo materia de su compañera.

Los investigadores observaron azules rezagadas en 56 cúmulos globulares. Encontraron que el número total de azules rezagadas en un cúmulo dado no se correlaciona con el índice de colisión predicho – descartando la teoría de que las azules rezagadas se creaban a través de colisiones con otras estrellas.

Descubrieron, no obstante, una conexión entre la masa total contenida en el núcleo del cúmulo globular y el número de azules rezagadas observadas en él. Dado que los núcleos más masivos también contienen más estrellas binarias, fueron capaces de inferir una relación entre las azules rezagadas y las binarias en los cúmulos globulares. También demostraron que esta conclusión estaba apoyada por observaciones preliminares que midieron directamente la abundancia de estrellas binarias en los núcleos de los cúmulos. Todo esto apunta al “canibalismo estelar” como el mecanismo principal de la formación de las azules rezagadas.

El Dr. Knigge dice: “Esta es la prueba más directa y sólida hasta la fecha de que la mayor parte de las azules rezagadas, incluso aquellas que se encuentran en los núcleos de los cúmulos, son la descendencia de dos estrellas binarias. En nuestro futuro trabajo queremos determinar si los padres binarios de las azules rezagadas evolucionaron mayormente en aislamiento, o si se requieren encuentros dinámicos con otras estrellas en los cúmulos en algún momento para explicar los resultados”.

Este descubrimiento llega cuando el mundo celebra el Año Internacional de la Astronomía en 2009.

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Autor: Julia Short
Fecha Original: 16 de enero de 2009
Enlace Original

Vía Ciencia Kanija

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Cosmos: 7 El espinazo de la noche

El espinazo de la noche

Episodio 7 de 13 de la serie documental "Cosmos: Un viaje personal", de Carl Sagan.

cosmos7 from Hipatia on Vimeo.

Cosmos: Un viaje personal (Cosmos: A Personal Voyage), es el título de una obra de divulgación científica escrita por Carl Sagan, Ann Druyan y Steven Soter (con Sagan como guionista principal), cuyos objetivos fundamentales fueron: difundir la historia de la astronomía y de la ciencia, el origen de la vida, concienciar sobre el lugar que ocupa nuestra especie y nuestro planeta en el universo, las modernas visiones de la cosmología y las últimas noticias de la exploración espacial; en particular, las misiones Voyager. El programa de televisión estuvo listo en 1980 y constó de trece episodios, cada uno de aproximadamente una hora de duración. La música incidental fue obra de Vangelis. La serie se ha emitido en 60 países y ha sido vista por más de 500 millones de personas. Tras el rodaje de la serie, Sagan escribió el libro homónimo Cosmos, complementario al documental (Véase Cosmos (libro)).

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Físico de la Universidad de Toronto resuelve una paradoja cuántica

Los físicos cuánticos de la Universidad de Toronto, Jeff Lundeen y Aephraim Steinberg han demostrado que la paradoja de Hardy, una propuesta que ha confundido a los físico durante una década, puede confirmarse y finalmente resolverse, una tarea que había sido aparentemente imposible de realizar.

“Durante casi un siglo, la interpretación más extendida de la mecánica cuántica sugiere que todo es incierto hasta que lo observamos, y que la observación inevitablemente altera la realidad”, dijo Steinberg.

“No obstante, en la década de 1990, una técnica conocida como “medida libre de interacción” parecía prometer la capacidad de “ver sin observar”, como un artículo de Scientific American dijo en ese momento. Pero cuando Lucien Hardy propuso que nunca se podría hacer una deducción fiable de eventos pasados que no hubiesen sido observados de forma directa, surgió una paradoja la cual sugería que cada vez que se intenta razonar sobre el pasado de esta forma, llegaríamos a un error”.

A lo largo de caso dos años de trabajo, Steinberg y el entonces estudiante Jeff Lundeen, ahora investigador asociado en el Consejo de Investigación Nacional de Canadá, construyeron un complejo experimento óptico cuántico y desarrollaron nuevas herramientas teóricas. en esencia, combinaron la Paradoja de Hardy con una nueva teoría conocida como medida débil propuesta por el físico de la Universidad de Tel Aviv Yakir Aharonov, demostrando que, en cierto sentido, se puede de hecho hablar sobre el pasado, resolviendo la paradoja.

La medida débil es una herramienta por la cual la presencia de un detector es menor que el nivel de incertidumbre alrededor de lo que se está midiendo, por lo que existe un impacto imperceptible en el experimento.

“Encontramos que las conclusiones aparentemente paradójicas en la Paradoja de Hardy Paradox pueden, de hecho, verificarse experimentalmente”, dijo Steinberg, “dado que el uso de la medida débil elimina la contradicción”.

“Hasta hace poco parecía imposible llevar a cabo la propuesta de Hardy, muchos menos confirmar o resolver la paradoja”, añade. “Por fin hemos sido capaces de hacerlo y aplicar los métodos de Aharonov al problema, demostrado que existe una forma, incluso en la mecánica cuántica, en la que se puede discutir de forma bastante consistente eventos pasados incluso después de que hayan concluido. La medida débil encuentra lo que hay allí sin perturbarlo”.

Los hallazgos se publican en un artículo titulado Experimental Joint Weak Measurement on a Photon Pair as a Probe of Hardy´s Paradox en el ejemplar del 16 de enero de la revista Physical Review of Letters at http://link.aps.org/abstract/PRL/v102/e020404.

La investigación estuvo patrocinada con apoyo del consejo de Investigación en Ingeniería y Ciencias Naturales de Canadá, Quantum Works, el Instituto Canadiense de Innovaciones Fotónicas y el Instituto Canadiense de Investigación Avanzada.

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Autor: Sean Bettam
Fecha Original: 14 de enero de 2009
Enlace Original

Vía Ciencia Kanija

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La nebulosa planetaria que anida en un cúmulo

La nebulosa planetaria NGC 2818 anida en el cúmulo abierto NGC 2818A. Ambos residen a más de 10.000 años luz de distancia, en la constelación de la Brújula (Pyxis).

La imagen fue tomada con la Cámara de Amplio Campo Planetario 2, de Hubble.

 

Crédito:NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Los colores en la imagen representan un rango de emisiones de las nubes de la nebulosa: el rojo representa nitrógeno, verde el hidrógeno y azul, el oxígeno.

NGC 2818 es una de las pocas nebulosas planetarias en nuestra galaxia localizada dentro de un cúmulo abierto. Los cúmulos abiertos, en general, están vagamente unidos y se dispersan con el tiempo (cientos de millones de años). Las estrellas que forman las nebulosas planetarias típicamente viven por miles de millones de años. Así, es raro que un cúmulo abierto sobreviva lo suficiente para que uno de sus miembros forme una nebulosa planetaria. Este cúmulo es muy antiguo, estimado en casi mil millones de años.

La espectacular estructura de 2818 (también conocido como PLN 261+8.1) contiene las capas exteriores como una estrella como el Sol que fueron expulsadas al espacio interestelar durante las etapas finales de la vida de la estrella. Estos brillantes sudarios gaseosos fueron expulsados por la estrella antes de que agotara su combustible estelar que sostener las reacciones nucleares en su núcleo.

Las nebulosas planetarias son algunas de las estructuras más vistosas del cosmos y pueden variar extremadamente. NGC 2818 tiene una forma compleja. Sin embargo, dada la localización en el cúmulo, los astrónomos tienen acceso a información acerca de la nebulosa, como su edad y distancia, que de otra forma quizás no tendrían.

Fuentes y links relacionados

• Hubble Snaps Images of a Nebula Within a Cluster

Vía Noticias del Cosmos

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Nuevo estudio resuelve un misterio sobre cómo se forman las estrellas masivas

Los teóricos se han preguntado desde hace mucho tiempo cómo pueden formarse las estrellas masivas – hasta 120 veces la masa del Sol – sin lanzar despedidas las nubes de gas y polvo que alimentan su crecimiento. Pero el problema resultó ser menos misterioso de lo que parecía en un momento. Un estudio publicado esta semana por la revista Science demuestra cómo el crecimiento de una estrella masiva puede tener lugar a pesar de una presión de radiación que fluye hacia fuera y que supera el tirón de la fuerza gravitatoria hacia el interior del material.

Descripción del volumen del campo de densidad en una región de la simulación a 55 000 años de evolución. El panel izquierdo muestra una vista polar, y el derecho una vista ecuatorial. Los dedos que alimentan el disco ecuatorial son claramente visibles. Imágenes de Krumholz et al

Los nuevos hallazgos también explican por qué las estrellas masivas tienden a originarse en sistemas estelares múltiples o binarios, dijo el autor principal Mark Krumholz, profesor asistente de astronomía y astrofísica en la Universidad de California en Santa Cruz. La formación de las estrellas compañeras emergió de forma inesperada a partir de unas sofisticadas simulaciones por ordenador que los investigadores usaron para explorar la física de la formación estelar masiva.

“No teníamos previsto resolver esta cuestión, pero fue un beneficio colateral fantástico del estudio”, dijo Krumholz. “El hallazgo principal es que la presión de radiación no limita el crecimiento de las estrellas masivas”.

La presión de radiación es la fuerza ejercida por una radiación electromagnética en la superficie que impacta. Este efecto es despreciable para la luz común, pero se hace significativo en el interior de las estrellas debido a la intensidad de la radiación. En las estrellas masivas, la presión de radiación es la fuerza dominante contrarrestando la gravedad para evitar el posterior colapso de la estrella.

“Cuando aplicas la presión de radiación de una estrella masiva al polvo gas interestelar polvoriento a su alrededor, el cual es mucho más opaco que el gas interno de la estrella, debería hacer estallar la nube de gas”, dijo Krumholz. Anteriores estudios sugieren que la presión de radiación acabaría con la materia prima de la formación estelar antes de que una estrella pudiese crecer mucho más de 20 veces la masa del Sol. Aún así, los astrónomos observan estrellas mucho más masivas que eso.

Krumholz y sus coautores de la UC en Berkeley y el Laboratorio Nacional Lawrence Livermore han pasado años desarrollando complejos códigos por ordenador para simulación de procesos de formación estelar. Combinados con avances en tecnología de computadores, su último software (llamado ORION) les permitía ejecutar una simulación tridimensional detallada del colapso de una enorme nube de gas interestelar para formar una estrella masiva. El proyecto requirió de meses de tiempo de cálculo en el Centro de Supercomputación de San Diego.

La simulación demostró que conforme el gas polvoriento colapsa en el creciente núcleo de una estrella masiva, con la presión de radiación empujando hacia fuera y la gravedad tirando del material hacia dentro, se desarrollan inestabilidades que dan como resultados canales donde la radiación pasa a través de la nube hacia el espacio interestelar, mientras el gas continúa cayendo hacia dentro a través de otros canales.

“Puedes ver dedos de gas cayendo al interior y la radiación filtrándose hacia el exterior entre esos dedos de gas”, dijo Krumholz. “Esto demuestra que no es necesario ningún mecanismo exótico; las estrellas masivas pueden formarse a través de procesos de acreción al igual que las estrellas de masa baja”.

La rotación de la nube de gas conforme colapsa lleva a la formación de un disco de material que alimenta la creciente “protoestrella”. El disco es gravitatoriamente inestable, no obstante, provocando que se agrupe y forme una serie de estrellas secundarias menores, la mayor parte de las cuales terminan colisionando con la protoestrella central. En la simulación, una estrella secundaria se hizo lo bastante masiva para escindirse y adquirir su propio disco, creciendo para formar una estrella compañera masiva. Se formó una tercera estrella pequeña que fue expulsada a una órbita más amplia antes de caer de nuevo y fusionarse con la estrella principal.

Cuando los investigadores detuvieron la simulación, tras permitir que evolucionara durante 57 000 años de tiempo simulado, las dos estrellas tenían masas de 41,5 y 29,2 veces la masa del Sol y orbitaban entre sí en una órbita bastante amplia.

“Lo que formó esta simulación es una configuración común de estrellas masivas”, dijo Krumholz. “Creo que podemos considerar ya resuelto el misterio de cómo se forman las estrellas masivas. La era de los supercomputadores y la capacidad de simular el proceso en tres dimensiones hizo posible la solución”.

El artículo que describe estos resultados se publica por Science en el sitio web Science Express el 15 de enero de 2009. Además de Krumholz, los coautores son Richard Klein, Christopher McKee, y Stella Offner de la UC en Berkeley, y Andrew Cunningham del Laboratorio Nacional Lawrence Livermore.

Esta investigación fue patrocinada por la Fundación Nacional de Ciencia, la NASA y el Departamento de Energía de los Estados Unidos.

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Autor: Tim Stephens
Fecha Original: 15 de enero de 2009
Enlace Original

Vía Ciencia Kanija

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Atmósferas de exoplanetas detectadas desde la Tierra

Dos grupos independientes de astrónomos han detectado atmósferas de planetas alrededor de otras estrellas desde telescopios terrestres.

Esta impresión artística muestra la estrella OGLE-TR-56 y su planeta, cuando pasa tras su estrella. Crédito: D. Sing (IAP) / A&A

Las observaciones anteriores de atmósferas de planetas extrasolares se habían realizado casi completamente con instrumentos espaciales, como los Telescopios Espaciales Hubble y Spitzer, aunque otro equipo detectó el año pasado la firma de sodio en la atmósfera de un planeta extrasolar.

Hasta la fecha, los astrónomos han detectado varios gases clave en las atmósferas planetarias, incluyendo:

• Dióxido de carbono – un signo potencial de vida, aunque el planeta donde se observó el gas era demasiado caliente para ser habitable.
• Vapor de agua – una molécula clave requerida para dar soporte a la vida tal y como la conocemos.
• Silicatos (combinaciones de silicio y oxígeno) – componentes de la mayor parte de las rocas de la Tierra, probablemente en forma de nubes de granos de polvo en exoplanetas masivos.
• Sodio – detectado en 2001, marcó la primera observación espacial de la atmósfera de un exoplaneta.

Las detección desde tierra se está convirtiendo en una prioridad dada la edad de Hubble y que Spitzer está agotando sus criogénicos, los cuales mantienen a los instrumentos lo bastante fríos para detectar radiación infrarroja (calor), limitando sus capacidades.

“Otros han intentado detectar atmósferas planetarias desde la Tierra, pero en vano”, dijo la coautora de uno de los nuevos estudios, Mercedes López-Morales de la Institución Carnegie en Washington, D.C. “Lo logramos durante dos noches el pasado verano”.

López-Morales y su equipo observaron el planeta OGLE-TR056b, uno de los conocidos como “Júpiter calientes”.

Júpiter calientes

Los Júpiter calientes son planetas gaseosos masivos que orbitan muy cerca de sus estrellas, completando una veloz órbita en dos o tres días. Su proximidad a su estrella madre indica que los planetas están lo bastante calientes para emitir radiación en las longitudes de onda ópticas y del infrarrojo cercano y que su radiación es detectable desde la Tierra.

Pero OGLE-TR056b es tenue, situado a aproximadamente 5000 años luz de distancia de la Tierra en una abarrotada zona del cielo nocturno, en la dirección del centro de nuestra galaxia desde la perspectiva de la Tierra. Por lo que López-Morales y sus colegas usaron el Telescopio Muy Grande del Observatorio Europeo del Sur (el 2 de julio) y el Telescopio Magellan-Baade de Carnegie (el 3 de agosto). Ambos telescopios están situados en Chile.

Sólo aproximadamente uno de cada 3000 fotones de esta estrella proceden del propio planeta. El resto es de la abrumadora luz de la estrella. Por lo que los astrónomos esperan hasta que el planeta es eclipsado cuando su órbita lo lleva detrás de la estrella (desde la perspectiva de la Tierra), lo cual permite la separación de las emisiones del planeta respecto a las de la estrella.

“El planeta brilla en un rojo cálido como un horno de cocina, pero teníamos que saber precisamente cuándo iba a tener lugar el eclipse y medir el flujo estelar con gran precisión de tal forma que pudiese eliminarse para revelar las emisiones térmicas del planeta”, dijo el autor principal del estudio David Sing del Instituto de Astrofísica de París.

Realmente caliente

El equipo observó más de 600 imágenes de OGLE-TR056b con ambos telescopios. El planeta es más cálido que ninguno otro detectado por Spitzer hasta el momento — su atmósfera está a más de 2400 grados Celsius.

Las observaciones también indican que el planeta tiene poca o ninguna cobertura de nubes y una atmósfera estática con poca circulación, dijo López-Morales a SPACE.com en un correo electrónico.

Su trabajo se detallará en un próximo ejemplar de la revista Astronomy & Astrophysics.

En el mismo ejemplar de la revista, un equipo holandés explicará su detección de la emisión térmica de otro exoplaneta conocido como TrES-3b. Su atmósfera registró una temperatura aproximada de 1700 C.

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Autor: Andrea Thompson
Fecha Original: 14 de enero de 2009
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Vía Ciencia Kanija

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Se encuentra metano: Marte es un planeta todavía vivo

Hoy en día, Marte es un mundo de fríos y solitarios desiertos, aparentemente sin ningún resquicio de vida, al menos sobre la superficie. Pero lo que es aún peor, parece como si Marte ha estado seco y frío durante miles de millones de años, con una atmósfera tan tenue que cualquier agua líquida en su superficie se evapora rápidamente, a la vez que los rayos ultravioleta de Sol llegan sin impedimento a su superficie.

Pero hay evidencias de un pasado más húmedo y cálido. Las estructuras geológicas que asemejan a cauces secos y los minerales que se producen sólo en presencia del agua sugieren que el agua recorrió alguna vez las arenas marcianas. Como el agua es esencial para todas las formas de vida conocida, los científicos se preguntan si la vida pudo llegar a aparecer en Marte, y si lo hizo, que fue de ella cuando el clima mariano cambió.

Nuevas investigaciones revelan que todavía hay esperanzas. Se ha realizado la primera detección de que existe definitivamente metano en la atmósfera de Marte, lo que indica que el planeta está todavía vivo, ya sea en el sentido biológico o geológico, según afirma un equipo de la NASA y de científicos universitarios.

Esta imagen muestra las concentraciones de metano descubiertas en Marte. Crédito: NASA

”El metano se destruye rápidamente en la atmósfera marciana de varias formas diferentes, por eso, nuestro descubrimiento de chorros significativos de metano en el hemisferio norte de Marte en el año 2003 nos indica que existe algún proceso en marcha que libera este gas”, afirmaba el Dr. Michael Mumma del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA en Greenbelt, Md. “En pleno verano norteño, el metano es liberado en proporciones parecidas al de los depósitos de hidrocarburos en del ‘Coal Oil Point” en Santa Bárbara, California”.

El metano, que consiste en cuatro átomos de hidrógeno unidos a un átomo de carbono, es el principal componente del gas natural en la Tierra. Este gas tiene interés para los astrobiólogos porque la mayoría del metano en la Tierra lo liberan los organismos vivos liberan en sus procesos digestivos. “Ahora mismo, no tenemos la suficiente información como para poder decir si se trata de un proceso biológico o geológico, o ambos, lo que está produciendo el metano en Marte”, indicaba Mumma. “Pero lo que si nos dice es que Marte es un planeta vivo. Es como si Marte nos estuviera retando: hey!, busca lo que esto significa!”. Mumma es el autor principal del artículo de este descubrimiento, aparecido en la edición de ‘Science Express’ del 15 de enero.

Si lo que produce el metano es vida microscópica de Marte, es probable que se encuentre bastante bajo la superficie, donde existe todavía suficiente calor para que exista el agua líquida. Tanto el agua líquida como las fuentes de energía como un suministro de carbono son necesarias para todas las formas de vida conocidas.

”En la Tierra, los microorganismos crecen a 2 o 3 km bajo la cuenca 'Witwatersrand’ de Sudáfrica, donde la radioactividad natural rompe las moléculas de agua en hidrógeno y oxígeno molecular. Los organismos utilizan el hidrógeno como fuente de energía. Podría ser que organismos similares hayan sobrevivido durante miles de millones de años bajo el permafrost de Marte, donde hay agua líquida, energía procedente de radiaciones y donde el dióxido de carbono sería la fuente del carbono”, sugería Mumma.

”Los gases, como el metano, que se acumulan en esas zonas subterráneas podrían ser liberados a la atmósfera si se abren poros o fisuras durante las estaciones mas cálidas, conectando las zonas profundas con la atmósferas en los cañones o las paredes de los cráteres”, indicaba Mumma.

Los científicos todavía no saben lo suficiente como para poder afirmar con certeza cuál es el origen del metano en Marte, pero esta versión artística apunta una posibilidad. En esta ilustración, el agua subsuperficial, el dióxido de carbono y el calor interno del planeta se combinan para liberar el metano. Aunque no tenemos evidencias de volcanes activos en la actualidad en Marte, el metano atrapado en antiguas bolsas de hielo podría estar ahora liberandose. Créditos: NASA/Susan Twardy

”Los microbios que producen metano a partir del hidrógeno y el dióxido de carbono fueron una de las primeras formas de vida en la Tierra”, puntualizaba el Dr, Carl Pilcher, Director del Instituto de Astrobiología de la NASA, que ha financiado parcialmente esta investigación. “Si la vida existió en Marte el algún momento, es razonable pensar que su metabolismo podría haber estado relacionado con la generación metano a partir del dióxido de carbono de su atmósfera”.

Sin embargo, también es posible que los procesos geológicos produzcan el metano de Marte, ya sea actualmente o hace eones. En la Tierra, la conversión del óxido de hierro (herrumbre) en el grupo de minerales serpentinos, crea metano, y en Marte este proceso podría utilizar agua, dióxido de carbono y el calor interno del planeta. Aunque no tenemos evidencias de volcanes actualmente activos en Marte, podría estar siendo liberado el metano antiguo atrapado en “bolsas de hielo” denominadas “clatratos”.

El equipo encontró metano en la atmósfera de Marte observando cuidadosamente el planeta a lo largo de varios años (y en todas las estaciones del año) con el telescopio infrarrojos de la NASA 'Infrared Telescope Facility’, operado por la Universidad de Hawai, y con el telescopio W. M. Keck, ambos en Mauna Kea, Hawai.

El equipo investigador utilizó los espectrómetros incluidos en estos telescopios para realizar la detección. Los espectrómetros separan la luz en sus colores que la componen, de la misma forma que un prisma separa la luz blanca en los colores del arco iris. El equipo buscó zonas oscuras en sitios concretos del espectro del arco iris (espectro luminoso), en longitudes de onda donde el metano absorbe a luz reflejada de la superficie de Marte. Y encontraron tres de estas zonas, denominadas líneas de absorción, que juntas constituyen una prueba evidencial definitiva de la firma del metano, según indicaba el equipo. Fueron capaces de distinguir las líneas espectrales del metano marciano de las del metano terrestre porque el movimiento de Marte causa un desplazamiento doppler en la posición de las líneas del espectro marciano, de la misma forma que la sirena de una ambulancia cambia su tono cuando nos pasa por delante.

”Hemos observado y mapeado varias zonas con metano en Marte, una de las cuales indica que hay unas 19.000 toneladas métricas de metano”, afirmaba el Dr. Geronimo Villanueva de la Universidad Católica de América en Washington, D.C. Villanueva es coautor del artículo. “Los chorros de metano se emiten en las estaciones cálidas, en la primavera y verano, quizás debido a que los bloques de permafrost se agrietan, y permiten que el metano escape a la atmósfera a través de esas fisuras. Curiosamente, algunos chorros contienen vapor de agua mientras que otros no”, indicaba Villanueva.

Según el equipo, los chorros aparecen en zonas que muestran evidencia de antiguos cauces de hielo o agua. Pr ejemplo, los chorros que aparecen en zonas del hemisferio norte como Arabia Terra, la región de Nili Fossae, y en el cuadrante sureste de Syrtis Major, donde hay un volcán antiguo con un tamaño de 1.200 km.

Será tarea de futuras misiones, como el 'Mars Science Laboratory’ de la NASA, el descubrir el origen del metano marciano. Una forma de saber si la vida es el origen del metano es midiendo los radioisótopos. Los isótopos son versiones pesadas de un elemento. Por ejemplo, el deuterio es la versión pesada del hidrógeno. En las moléculas que contienen hidrógeno, como el agua o el metano, el deuterio (isótopo infrecuente) sustituye ocasionalmente a un átomo de hidrógeno. Como la vida prefiere utilizar los isótopos mas ligeros, si el metano tiene menor deuterio que el agua liberada junto con él en Marte, sería un signo de que la vida es la que está produciendo el metano.

Noticia original: NASA

Vía Sondas Espaciales

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