El transbordador espacial Discovery partió el 24 de abril de 1990 hacia el espacio llevando a bordo un objeto revolucionario: el Telescopio Espacial Hubble. A la fecha era el telescopio óptico más grande y más sensible lanzado al espacio y, aunque en un principio no funcionó correctamente, no tardó en tomar algunas de las imágenes astronómicas más asombrosas y hermosas de todos los tiempos.
Cuando se diseñó al Hubble se tuvo en cuenta que éste pudiera ser actualizado periódicamente y al tiempo que se publican estas líneas los astronautas del transbordador espacial Atlantis (STS-125) están por instalar dos cámaras nuevas, además de reparar otras dos y reemplazar toda una serie de piezas del Hubble. Como la presente misión de mantenimiento del telescopio es la última prevista, éste parece ser un buen momento para escribir sobre el Hubble.
Además aunque posiblemente sea el telescopio más famoso del mundo —y casi podría asegurarse que es el único que la gente conoce por su nombre— aún así es muy probable que haya varias cosas acerca del Hubble que sorprenderán a más de un lector. Estas razones impulsaron a Phil Plait a publicar diez breves entradas sobre este venerable telescopio, como en su momento lo hizo con la Galaxia de la Vía Láctea y Plutón. Por supuesto, nadie subestima a los seguidores del blog y los hay muy versados en todo lo que tenga que ver con la astronomía. Sin embargo, hay muy buenas razones para creer que ninguno conocerá todas y cada una de las cosas tratadas en las diez secciones de esta serie —a menos, claro está, que haya operado el telescopio—, más aún cuando Phil Plait contará su propia experiencia con el observatorio. La serie promete ser muy interesante. Como ocurrió con las series anteriores, iré traduciendo y publicando las secciones durante los próximos días.
Hubble tiene el récord de haber tomado la imagen más profunda en luz visible
En 2003, el astrónomo Tom Brown apuntó con el Hubble hacia las franjas exteriores de la Galaxia de Andrómeda, un galaxia espiral muy grande, vecina de nuestra Vía Láctea y muy parecida a ella. Básicamente le ordenó al telescopio espacial que mirara fijamente a un punto determinado con la Cámara Avanzada de Investigaciones (ACS) durante tres días y medio. Brown necesitaba obtener buenos datos acerca de algunas estrellas muy tenues de Andrómeda porque quería determinar el modo en que se forman las estrellas en dicha galaxia.
El astrónomo logró su objetivo —y encontró muchas estrellas más jóvenes de lo esperado, puesto que las estrellas situadas en el halo de Andrómeda son varios miles de años más jóvenes que las que se encuentran en el halo de la Vía Láctea—, pero también obtuvo la imagen óptica del universo más profunda que se haya tomado alguna vez (clic en la imagen para ampliarla). En la imagen así obtenida es posible ver estrellas de hasta magnitud 31, esto es, astros que tienen una diez mil millonésima del brillo de lo que podemos ver a simple vista.
La imagen tomada por Brown muestra diferentes regiones de aquella fotografía. Entre otros objetos astronómicos se distinguen tenues galaxias de fondo, estrellas de la Vía Láctea o de Andrómeda y un cúmulo globular muy compacto. Si se animan, pueden bajar una versión enorme de esta imagen (122,75 MB) y apreciar en sus computadoras todo la potencia de un verdadero telescopio espacial.
En la actualidad los físicos están teniendo bastantes dificultades para producir un sencillo anti-hidrógeno, el átomo más sencillo posible. ¿Podemos entonces esperar que alguna vez creen antihelio, y después todas las anti moléculas orgánicas hechas a partir de anti carbonos y de igual forma toda una anti-tabla periódica?
El problema aquí es que cada anti-átomo tiene que ser construido una partículas subatómicas a la vez. Por ejemplo si queremos producir anti-deuterio (igual que el anti-hidrógeno, pero con un anti-neutron añadido) tendríamos primero que formar una anti-neutrón. Los anti-neutrones son neutros, de forma que no podemos confinarlos utilizando dispositivos de trampas magnéticas, cuyas líneas de fuerza encierran a las partículas cargadas, así que tendríamos que hacerlos en grandes números y esperar por cada millón de ellos, uno acabe en el lugar adecuado para formar un átomo de anti deuterio. "Y para cada antineutrón y antiprotón que deseáramos añadir deberíamos admitir una pérdida por otro factor de un millón," nos explica Michael Doser, portavoz del CERN del experimento AEGIS que estudia las propiedades de la antimateria.
Puesto que nadie ha resuelto este problema anteriormente, un experimento del CERN está utilizando un brillante atajo para producir algo más que un anti-hidrógeno. ASACUSA ha creado átomos de "helio antiprotónico", en el cual uno de los electrones que orbitan el núcleo de helio es reemplazado por un antiprotón. Estudiando el espectro de luz emitido por este átomo híbrido de materia-antimateria, las propiedades magnéticas y eléctricas del antiprotón pueden medirse con gran precisión, y entonces compararlas con las del protón ordinario.
En cuanto a nuestras oportunidades para crear algo más complejo, Frank Close, físico de partículas de la Universidad de Oxford, es pesimista, y dice que eso tardaría mil millones de años, lo creamos o no. "Dependería de cuánto tiempo durará si la especie humana," afirma Close. Parece que nuestra mejor opción para escudriñar las propiedades de elementos más exóticos de la anti-tabla periódica sería mirar hacia el cielo, y esperar que alguna antiestrella esté trabajando duro en su horno nuclear para "cocinarlas".
Científicos de los Estados Unidos han creado un nuevo método para buscar océanos en “exoplanetas” — planetas fuera de nuestro Sistema Solar. El método, el cual implica el estudio de cómo se desplazan los colores con la rotación de un exoplaneta, podría ayudar en la búsqueda de vida extraterrestre.
Existen varios métodos que ya se usan para observar agua en exoplanetas. Uno es la espectroscopía, el cual puede revelar la absorción de las longitudes de onda característica de las moléculas de agua y el cual ya ha sido usado con éxito en planetas gigantes. Otros implican la búsqueda de la aparición de nubes o el destello de la luz rebotando en una superficie reflectante, aunque esta última técnica sólo se ha usado hasta el momento para otros líquidos, tales como metano en Titán, la luna de Saturno.
Ahora Nick Cowan de la Universidad de Washington en Seattle y otros, incluyendo a los del equipo de la misión EPOXI de la NASA, han diseñado un método interesante que aumentaría las posibilidades de encontrar exoplanetas con océanos — y, por tanto, con vida. “Dado que el agua se cree que es un prerrequisito para la vida, hemos propuesto de forma efectiva otra prueba para la habitabilidad”, dijo Cowan a physicsworld.com.
La Tierra como un exoplaneta
Los investigadores desarrollaron su método usando datos de Deep Impact, una sonda espacial de la NASA que se lanzó en enero de 2005 para estudiar la composición de un comenta que orbita el Sol. Desde que Deep Impact completó su misión primaria unos meses más tarde, ha continuado en una misión extendida llamada EPOXI para estudiar otro cometa así como exoplanetas lejanos. Durante esta misión extendida, Cowan y sus colegas han usado el telescopio “cámara de alta resolución” de Deep Impact para examinar la Tierra desde una distancia de unas decenas de millones de kilómetros, como si nuestro planeta fuese un exoplaneta.
El color general de la Tierra es gris con algunos puntos azules debido a la dispersión Rayleigh de la luz solar en la atmósfera. No obstante, los investigadores encontraron que cuado el cielo está claro – es decir, sin nubes — el color medio cambian con la rotación de la Tierra: cuando los continentes están a la vista, el color se mueve al extremo rojo del espectro; cuando el mar está a la vista el color se mueve más hacia el azul. Tales cambios de color deberían ser capaces de revelar océanos en exoplanetas reales.
“La mejora [sobre los otros métodos] es que no necesitamos mucha resolución espectral — unos pocos filtros distintos serían suficientes — pero necesitamos exposiciones bastante cortas de tal forma que podamos rastrear la variabilidad temporal”, dice Cowan.
Telescopios mayores
No obstante, Cowan añade que para ver océanos en exoplanetas de verdadero tamaño de la Tierra, los cuales estarían al menos a varios años luz de distancia, los astrofísicos necesitarían un telescopio mucho mayor. Este podría aparecer en forma del propuesto como sucesor del Telescopio Espacial Hubble, conocido como Telescopio Espacial de Gran Apertura y Tecnología Avanzada, o ‘ATLAST’, aunque necesitaría un dispositivo conocido como coronógrafo para bloquear la luz de la estrella madre de un exoplaneta.
Aún así, podría ser posible ver océanos en planetas “súper-Tierras” gigantes cuando el próximo observatorio de la NASA Nuevos Mundos entre en órbita, tal vez para 2017. Nuevos Mundos combinará un telescopio de 4 metros de diámetro con un coronógrafo muy grando específicamente diseñado para la detección de exoplanetas.
La investigación aparecerá en el ejemplar de agosto de la revista The Astrophysical Journal.
Autor: Jon Cartwright Fecha Original: 28 de mayo de 2009 Enlace Original
La Tierra, nuestro planeta natal, es el único planeta en nuestro sistema solar del que se sabe que alberga vida, una vida que es increíblemente diversa. Todas las cosas que necesitamos para sobrevivir las encontramos bajo una delgada capa atmosférica que nos separa del inhośpito vacío del espacio. La Tierra está compuesta por sistemas complejos e interactivos, que son muchas veces impredecibles. Aire, agua, tierra y vida, incluyendo los humanos, combinan sus fuerzas para crear un mundo en constante cambio, que nosotros todavía nos esforzamos por comprender.
Ver la Tierra desde la perspectiva única del espacio nos proporciona la oportunidad de ver la Tierra como un todo. Científicos de todo el mundo han descubierto muchas cosas sobre nuestro planeta trabajando juntos y compartiendo sus descubrimientos.
Algunos datos se conocen bien. Por ejemplo, la Tierra es el tercer planeta desde el Sol, y el quinto mayor del Sistema Solar. El diámetro de la Tierra es sólo unos kilómetros mayor que el de Venus. Las cuatro estaciones son el resultado de que el eje de rotación de la Tierra esté inclinado más de 23 grados.
Los océanos de al menos 4 km de profundidad cubren casi el 70 por ciento de la superficie terrestre. El agua dulce existe en fase líquida sólo en un intervalo de temperaturas muy pequeño (de 0 a 100 grados centígrados). Este intervalo es especialmente estrecho cuando se compara con el amplio rango de temperaturas que se encuentran en el Sistema Solar. La presencia y la distribución del vapor de agua en la atmósfera son las responsables en gran medida del clima de la Tierra.
Cerca de la superficie nos envuelve un océano de aire que consiste en un 78% de nitrógeno, un 21% de oxígeno y un 1% de otros ingredientes. Esta atmósfera afecta al clima de la Tierra a corto y largo plazo; nos protege de casi todas las radiaciones peligrosas que vienen de Sol; y también nos protege de meteoros, muchos de los cuales se queman antes de llegar a la superficie. Los satélites han demostrado que las capas altas de la atmósfera se expanden durante el día y se contraen durante la noche, debido a la actividad solar.
El rápido giro de nuestro planeta y su núcleo de níquel y hierro fundidos dan lugar a un campo magnético, que es deformado hasta adquirir la forma de una gota de agua por el viento solar. El viento solar es un chorro de partículas cargadas que son despedidas continuamente desde el Sol. El campo magnético no se desvanece en el espacio, sino que tiene fronteras definidas. Cuando las partículas cargadas del viento solar quedan atrapadas en el campo magnético de la Tierra, chocan con partículas de aire sobre los polos magnéticos. Estas moléculas de aire comienzan entonces a brillar, lo que se conoce como aurora, o luces del Norte o del Sur.
Las superficies sólidas de la Tierra también están en movimiento. Por ejemplo, el continente Norteamericano se mueve hacia el oeste por la cuenca del océano Pacífico, a un ritmo igual al que crecen las uñas de nuestros dedos. Los terremotos son el resultado del roce de placas cuando pasan unas al lado de otras, cabalgan, colisionan y forman montañas, o se dividen y se separan. Estos movimientos se conocen como tectónica de placas. Esta explicación, desarrollada en los últimos 30 años, ha unificado los resultados de cientos de años de estudio de nuestro planeta, que hace tiempo se creía inmóvil.
Desde el espacio, un aventajado lugar, podemos observar el planeta en su totalidad, igual que hacemos con otros planetas, y podemos usar instrumentos igualmente sensibles para comprender el delicado equilibrio entre los océanos, el aire, la tierra y la vida.
Lunas Ver “La Luna de la Tierra”.
Datos y tablas
Descubierto por: conocido desde antiguo.
Fecha del descubrimiento: desconocida.
Distancia media al Sol: -Métrico: 149.597.890 km -Inglés: 92.955.820 millas -Notación científica: 1,4959789 x 10^8 km (1 U.A.)
Perihelio (punto más cercano): -Métrico: 147.100.000 km -Inglés: 91.400.000 millas -Notación científica: 1,471 x 10^8 km (0,983 U.A.)
Afelio (punto más lejano): -Métrico: 152.100.000 km -Inglés: 94.500.000 millas -Notación científica: 1,521 x 10^8 km (1,017 U.A.)
Radio ecuatorial: -Métrico: 6.378,14 km -Inglés: 3.963,19 millas -Notación científica: 6,37814 x 10^3 km
Circunferencia ecuatorial: -Métrico: 40.075 km -Inglés: 24.901 millas -Notación científica: 4,0075 x10^4 km
Masa: -Métrico: 5.973.700.000.000.000.000.000.000 kg -Notación científica: 5,9737 x 10^24 kg
Densidad: -Métrico: 5,515 g/cm3
Área de la superficie: -Métrico: 510.065.700 km2 -Inglés: 196.937.500 millas cuadradas -Notación científica: 5,100657 x 10^8 km2
Gravedad en el ecuador: -Métrico: 9,766 m/s2 -Inglés: 32,041 ft/s2
Velocidad de escape: -Métrico: 40.248 km/h -Inglés: 25.009 mph -Notación científica: 11.180 m/s
Periodo de rotación sidérea (duración de un día): - 0,99726968 días terrestres -23,934 horas
Periodo orbital sidéreo (duración de un año): -1,0000174 años terrestres -365,24 días terrestres
Velocidad orbital media: -Métrico: 107.229 km/h -Inglés: 66.629 mph -Notación científica: 29.785,9 m/s
Excentricidad de la órbita: 0,01671022
Inclinación de la órbita respecto a la eclíptica: 0,00005 grados
Inclinación del ecuador respecto a la órbita: 23,45 grados.
Circunferencia orbital: -Métrico: 924.375.700 km -Inglés: 574.380.400 millas -Notación científica: 9,243757 x 10^8 km
Temperatura de superficie mínima/máxima: -Métrico: -88/58 ºC -Inglés: -126/136 ºF -Notación científica: 185/331 K
Componentes de la atmósfera: -Nitrógeno, oxígeno -Notación científica: N2, O2.
Con los ojos de un niño
La Tierra, nuestro planeta natal, es el tercer planeta desde el Sol. Es el quinto planeta más grande de nuestro sistema solar. Es el único planeta en el que conocemos vida. La Tierra tiene cientos de nombres en muchas lenguas. Tiene una luna.
En cierto modo, la Tierra es parecida a Mercurio, Venus y Marte. Todos ellos son planetas duros y rocosos. Los cuatro tienen cráteres provocados por el impacto de meteoritos. Igual que Marte y Venus, la Tierra tiene volcanes, montañas y valles. Pero la Tierra es distinta en cosas muy importantes. La mayor parte de nuestro planeta está cubierta por agua. El aire está compuesto por nitrógeno, oxígeno, y un poco de dióxido de carbono, lo ideal para que podamos respirar. La Tierra alberga gente, plantas y animales, porque tiene al mismo tiempo agua y una atmósfera adecuada.
La Tierra tiene una luna. Es el objeto más brillante y que nos es más familiar en el cielo nocturno. En muchos sentidos, la Luna es la responsable de hacer de la Tierra un hogar tan genial. Estabiliza el bamboleo de nuestro planeta, lo que hace que haya un mejor clima.
La Tierra en cifras
1 El número de planetas en nuestro sistema solar que tiene agua líquida en su superficie. Es la Tierra, por si os lo estabais preguntando.
93.000.000 Es la distancia media de la Tierra al Sol. Eso son 149,6 millones de kilómetros, o lo que los científicos llaman U.A. (Unidad Astronómica).
Los científicos no saben en realidad lo que es, pero la materia oscura y la energía oscura forman el 96% del Universo. La materia oscura está presente en todas partes. Atraviesa todo lo que conocemos en la Tierra a miles de millones de partículas por segundo; sin embargo, nadie ha conseguido detectar de forma directa esta misteriosa sustancia oscura. Asimismo, la Energía Oscura, que está separando rápidamente nuestro Universo, resulta incluso más desconcertante. Descubierta hace tan sólo diez años, los científicos se esfuerzan en comprender sus insólitas características y dar respuesta a la pregunta fundamental: ¿Cuál es el destino de nuestro Universo? Durante el espacio, avanzados gráficos generados por ordenador nos ayudarán a traer el Universo hasta la misma Tierra.
Materia oscura - Energía oscura
Al pulsar PLAY se abrirá una ventana de publicidad. Ciérrala para ver el vídeo.
El investigador del Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC) Giovanni Miniutti ha participado en una investigación internacional en la que se ha detectado de forma inequívoca la emisión de rayos X de la región más próxima a un agujero negro observada hasta el momento. El agujero negro está ubicado a 540 millones de años luz de la Tierra, en la galaxia 1H0707-495. Los resultados de la investigación aparecerán publicados en el próximo número de Nature.
Las frecuencias de rayos-X detectadas por el equipo de investigadores provienen del exterior del horizonte de eventos de GRO J1655-40, un agujero negro situado a unos 10 000 años luz de la Tierra. Es unas siente veces más masivo que el Sol y aspirando gas de una estrella compañera cercana. Foto: Wikilearning.
Según el estudio, basado en los resultados obtenidos por el telescopio espacial de rayos X de la ESA XMM-Newton, el agujero tiene un tamaño equivalente a 10 soles y una masa de entre 3 y 5 millones la del Sol. Además, absorbe el equivalente a dos veces la masa de la Tierra en una hora.
Miniutti, que trabaja en el Centro de Astrobiología (centro mixto del CSIC y el INTA), destaca las características de los agujeros negros: “Por su intensa gravedad, ninguna partícula material, ni siquiera la luz, puede escapar de los agujeros negros, que son invisibles. Pero la materia que está siendo atraída por el agujero sí que se ve. A medida que la materia cae hacia el agujero negro, se calienta tanto que emite su última llamada de socorro en forma de radiación muy energética de rayos X, antes de desaparecer para siempre”.
Los investigadores detectaron por primera vez de forma inequívoca dos líneas de emisión deformadas de átomos de hierro, que han ayudado a determinar las características del agujero negro. Estas líneas, conocidas como las líneas de hierro L y K, sólo pueden ser tan brillantes si hay mucha cantidad de hierro y, especialmente, si hay más en el núcleo que en el resto de la galaxia.
“Lo interesante no es la presencia del hierro en sí, sino el hecho de que la señal de esa firma química llega deformada por la gravedad del agujero negro y por la velocidad de la materia que emite. Eso nos permite tener una visión clara de lo que pasa muy cerca del agujero, donde la gravedad es tan grande que el espacio y el tiempo como los conocemos nosotros están completamente deformados”, señala el experto.
“Las líneas de hierro son lo que este material emite justo antes de desaparecer en el agujero, su ultima señal. Nuestro estudio también ha permitido medir la rotación del agujero negro. Su velocidad de rotación es muy cercana a la de la luz, la máxima posible según la teoría de la relatividad de Einstein. Esto significa que cumple una rotación completa en menos que 5 minutos, mientras que el Sol, por ejemplo, tarda más o menos 25 días”, destaca Miniutti.
El equipo ha detectado que el origen de las líneas está muy cerca del agujero negro, en una región donde la teoría de la relatividad es muy importante. Según Miniutti, llegaron a esta conclusión estudiando la deformación de las líneas producida por la gravedad y observando que cuando la luz varía, las líneas varían también su luminosidad, pero con un retraso de 30 segundos, correspondiente a una distancia de menos de dos veces el radio del agujero.
“Las observaciones con el telescopio espacial XMM-Newton nos han permitido ver que el agujero negro engulle dos veces la masa de la Tierra en sólo una hora, bordeando los límites teóricos para estos objetos. Este agujero negro está comiendo bien”, destaca el investigador.
Referencias: Fabian et al. “The detection of Broad Iron K and L line emission in the Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy 1H0707-495 using XMM-Newton”. Nature, 28 de mayo de 2009.
Pensamos en las partículas fundamentales como en algo muy pequeño, pero los neutrinos “reliquia” dejados por el Big Bang podrían ser grandes. Realmente grandes. De acuerdo con el ejemplar del 22 de mayo de la revista Physical Review Letters, la onda cuántica que describe uno de ellos podría tener miles de millones de años luz de distancia, una buena fracción del universo observable. Una onda tan grande genera preguntas sobre cómo interactúan las partículas cuánticas con la gravedad a la escala de galaxias y cúmulos galácticos – preguntas que siguen sin respuesta.
Campo de neutrino. La función de onda de un neutrino reliquia puede extenderse a lo largo de miles de millones de años luz y muchas galaxias debido a su muy baja energía y al hecho de que está hecha de partículas que pueden viajar a distintas velocidades. (Esta imagen de Campo Ultra Profundo de Hubble contiene miles de galaxias).
Los neutrinos reliquia, como los fotones reliquia que forman el fondo de microondas cósmico, son restos del caliente y abarrotado universo que reinó hace 13 700 millones de años. Incluso aunque la densidad de partículas ha bajado mucho conforme se expandía el universo, aún quedan aproximadamente 200 neutrinos reliquia por centímetro cúbico, casi tantos como el número de fotones reliquia. La energía media también ha decrecido con el tiempo a un valor tan bajo que los neutrinos reliquia son completamente indetectables en los detectores terrestres.
Los neutrinos oscilan entre tres “sabores” cuando se mueven a través del espacio, y cada estado de sabor es una combinación de tres estados de masa. La masa precisa de estos estados aún no se conoce, pero los investigadores han establecido algunos límites en ellos. La masa de los estados son algo similar a los “colores primarios” – una paleta a partir de la cual se crean todos los estados de neutrinos. George Fuller de la Universidad de California en San Diego, y su estudiante Chad Kishimoto querían comprobar si un límite superior teórico colocado sobre la masa de los neutrinos basándose en observaciones de las galaxias se vería afectado teniendo en cuenta la oscilación del sabor. La respuesta fue no, al menos para el nivel de precisión disponible con las observaciones actuales.
Pero al hacer tal derivación, los investigadores se dieron cuenta de que las funciones de onda de los neutrinos reliquia – las ondas que describen las posibles posiciones de partículas cuánticas hasta que interactúan con algo – podrían extenderse a lo largo de miles de millones de años luz. La mitad de la función de onda de los neutrinos podría, por ejemplo, estar en nuestra galaxia, mientras que la otra mitad estar fuera del borde del universo observable. Esta extensión procede de la combinación de estados de masa que forman cada neutrino. Cada estado de masa por sí mismo viajaría a distintas velocidades, siendo el más pesado el más lento. A las energías de un neutrino común estas velocidades están muy cerca de la velocidad de la luz. Pero los neutrinos reliquia tienen una energía muy baja – tan baja que la velocidad intrínseca de la masa más pesada podría ser mucho menor que la velocidad de la luz, mientras que las otras dos podrían estar cerca de la velocidad de la luz.
Pero entonces, ¿qué sucede cuando el neutrino viaja a través de una galaxia densa y ha frenado lo suficiente para ser capturado por el campo gravitatorio? En los libros de texto de la mecánica cuántica, una onda dispersa de una partícula “colapsa” en una única localización cuando se mide su posición. Estar confinada en una única galaxia podría corresponder a tal “medida” del neutrino, escriben Fuller y Kishimoto. Pero con una función de onda que se extiende tan lejos en el espacio – y por tanto tan atrás en el tiempo – no está claro cómo o si se produciría el colapso. La función de onda puede simplemente quedar distorsionada por la curvatura del espacio-tiempo de la galaxia. El equipo dice que una respuesta adecuada podría requerir un cálculo relativista completo que implique toda la historia de interacción de los neutrinos con toda la materia del universo. El tipo de colapso gravitatorio de las funciones de onda aún es un debate abierto [1], dicen.
Akif Baha Balantekin de la Universidad de Wisconsin en Madison dice que el artículo contiene resultados prácticos que ayudarán a los investigadores tanto en las observaciones cosmológicas como en los datos de detección de neutrinos para una mejor comprensión de los mismos. Con respecto a las grandes funciones de onda, comenta: “Es fascinante pensar que una coherencia cuántica [función de onda] podría sobrevivir a la edad del universo”.
Referencias: [1] J. Christian, “Testing Gravity-Driven Collapse of the Wave Function via Cosmogenic Neutrinos,” Phys. Rev. Lett. 95, 160403 (2005).
Autor: Michael Schirber Fecha Original: 26 de mayo de 2009 Enlace Original
Un equipo internacional de radioastrónomos descubrió la secreta explosión de una estrella masiva, una nueva supernova, en la cercana galaxia M82. A pesar de ser la supernova más cercana descubierta en los últimos cinco años, la explosión es exclusivamente detectable a longitudes de onda de radio por el denso gas y polvo alrededor de la explotada estrella. Sin este bloqueo de otras longitudes de onda, la explosión habría sido visible incluso con telescopios amateurs.
La imagen izquierda, tomada con el telescopio espacial Hubble muestra el cuerpo de la galaxia en azul y el hidrógeno de la región central en rojo.La imagen VLA (arriba izquierda) muestra claramente la supernova (SN 2008iz), tomada en mayo 2008. Las imágenes de alta resolución VLBI (abajo a la derecha) muestra una burbuja en expansión a la escala de unos pocos días luz. Gráficos: Milde Science Communication, HST Image: /NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA); Radio Images: A. Brunthaler, MPIfR. (Click image for higher resolution).
M82 es una galaxia irregular en un cercano grupo localizado a 12 millones de años luz de la Tierra. A pesar de ser menor que la Vía Láctea, hospeda una vigorosa formación estelar en su región más interna, en la que nacen más estrellas que en toda nuestra galaxia. M82 es a veces llamada una galaxia "explosiva" o "en explosión" porque aparece como desgarrada en las imágenes ópticas e infrarrojas como resultado de numerosas supernovas de estrellas masivas.
El nuevo descubrimiento fue realizado en abril de 2009 cuando el Dr. Andreas Brunthaler, de Max Planck Institute for Radio Astronomy (MPIfR), examinó datos tomados un día antes con el VLA de NRAO. "Luego miré datos más viejos que tomamos desde marzo a mayo del año pasado, y allí estaba también, brillando toda la galaxia!", indicó el científico. Observacioens tomadas antes de 2008 no mostraron emisiones pronunciadas ni en radio ni en rayos-X en la posición de la supernova, denominada SN 2008iz.
Por otro lado, observaciones de M82 tomadas el año pasado con telescopios ópticos que buscaban nuevas supernovas no mostraron señales de esta explosión. Es más, la supernova está escondida en imágenes de rayos-X y ultravioletas. La supernova explotó cerca del centro de la galaxia en un entorno interestelar muy denso. Es por eso que el brillante estallido permanece cubierto bajo las enormes nubes de gas y polvo que sólo las ondas de radio pueden penetrar.
Las radio emisiones pueden ser detectadas sólo del colapso del núcleo de una estrella masiva que produce un agujero negro o una estrella de neutrones. Se produce cuando la onda de choque de la explosión se propaga en material denso alrededor de la estrella, usualmente material que fue expulsado por la masiva estrella progenitora antes de explotar.
Al combinar datos de diez telescopios del VLBA, el VLA, el telescopio Green Bank y el Effelsberg de Alemania, usando la técnica VLBI, el equipo fue capaz de producir imágenes que muestran una estructura tipo anillo expandiéndose a más de 40 millones de kilómetros por hora o 4% de la velocidad de la luz, típico de supernovas. "Al extrapolar esta expansión en el tiempo, podemos estimar la fecha de explosión. Nuestros datos actuales indican que la estrella explotó a fines de enero o principios de febrero de 2008", explicó Brunthaler.
La asimétrica apariencia de la supernova en las imágenes indica también que la explosión fue altamente asimétrica o que el material circundante se distribuyó en forma irregular. "Usando la ultra nítida visión de VLBI podemos seguir la expansión de la supernova al denso medio interestelar de M82 a lo largo de los próximos años y ganar conocimiento sobre ella y la explosión misma", comentó Prof. Karl Menten de MPIfR.
Descubrimientos como este serán rutina con la nueva generación de radio telescopios, como el Low Frequency Array (LOFAR), actualmente en construcción en Europa, el Allen Telescope Array (ATA) en Estados Unidos o el planeado Square Kilometer Array (SKA).
Discovery of a bright radio transient in M82: a new radio supernova? A. Brunthaler, K.M. Menten, M.J. Reid, C. Henkel, G.C. Bower, H. Falcke Astronomy & Astrophysics, 2009, Vol. 499, L17 (28 mayo). DOI=10.1051/0004-6361/200912327
Aunque podemos imaginar teóricamente un agujero negro y hay evidencia que apunta a su existencia, nadie ha visto un agujero negro. Esto podría cambiar en unos pocos meses.
Los astrónomos están trabajando para unir una red de telescopios de microondas alrededor del mundo para crear un virtual instrumento con la visión más precisa hasta la fecha. Y lo apuntarán hacia lo que se presupone que es un supermasivo agujero negro en el centro de nuestra galaxia, llamado Sagittarius A* (Sag A*).
Aunque parcialmente construído, el ojo de microondas ya produjo una imagen del monstruo galáctico. En septiembre, un equipo liderado por Shep Doeleman del Instituto de tecnología de Massachusetts, en el observatorio Haystack, publicó resultados que son casi tan buenos para mostrar al reputado agujero negro(Nature, vol 455, p 78).
Pronto, Doeleman y su equipo esperan ver la silueta del objeto imputado de fagocitar cuanta materia se le acerca, incluída la luz. Además el equipo espera ver materia cayendo a "la bestia" para estudiar el retorcido espacio-tiempo a su alrededor y aprender así sobre la formación y crecimiento de estos objetos.
Estas observaciones serían, además, una de las más severas pruebas a la Teoría general de la relatividad, que predice la existencia de estos objetos.
Lo que sabemos de seguro es que algo grande se esconde en el centro de nuestra galaxia, ya que su poderosa gravedad afecta al movimiento de las estrellas y gas cercanos. Ese algo es de unas 4,5 millones de veces la masa de nuestro Sol, en un área del tamaño del sistema solar interior. Hay pocas opciones de empaquetar tanta materia en tan poco espacio. Si fueran 4 millones de soles, serían fáciles de detectar. Un enjambre de estrellas de neutrones o pequeños agujeros negros serían altamente inestables. Así que las mayores chances parecen recaer en un masivo agujero negro.
La Vía Láctea no es la única galaxia que hospeda a semejante inquilino. Se piensa que en la mayoría de las grandes galaxias hay un supermasivo agujero negro. En las llamadas galaxias activas, enormes cantidades de gas están cayendo a un agujero negro, formando un disco de materia caliente a su alrededor que usualmente eclipsa los miles de millones de estrellas circundantes.
Nuestro propio monstruo galáctico es menos alimentado, sobreviviendo en un fina masa de gas de las estrellas cercanas. Al caer este gas hacia el agujero, se calienta y brilla, aunque más débilmente que el disco en una galaxia activa. Toda clase de radiaciones electromagnéticas son emitidas, desde radio a rayos-X.
Por supuesto, el propio agujero no brilla, así que se espera verlo por la sombra que se formaría a su alrededor, dibujando su silueta, al caer el gas brillante al agujero.
Ver esta sombra no es fácil. No tendrá nítidos bordes porque se seguirá viendo luz y otra radiación del gas en frente al agujero. Además, se verá muy pequeña. De acuerdo a la relatividad, un agujero negro de 4,5 millones de masas solares deberían ser de 27 millones de kilómetros de diámetro, y aunque su gravedad comba los rayos de luz cercanos, haciéndolo aparecer el doble de tamaño, seguirá siendo muy pequeña. Desde nuestro distante punto de vista, eso cubriría un ángulo de sólo unos 50 micro-arcosegundos, el tamaño de una pelota de fútbol en la Luna.
Ningún telescopio ordinario podría ver semejante mancha oscura. En cambio, Doeleman está usando una técnica bien probada llamada interferometría de base muy larga (VLBI). Al combinar las observaciones de antenas muy separadas alrededor del planeta, los radio astrónomos pueden reconstruir lo que sería visto por una antena enorme, casi tan grande como la Tierra. Como las antenas pequeñas recogen menos luz, una imagen VLBI es menos brillante que una de una antena que realmente tenga el tamaño del mundo, pero puede revelar los mismos detalles.
Previas observaciones VLBI del centro galáctico han sido borrosas para ver la sombra del gigante. Es que estamos tratando de observar la parte más abarrotada de la galaxia, donde grandes cantidades de gas esparcen las ondas de radio. "Es como una densa niebla borroneando la imagen de una luz de calle", dice la astrofísica Avi Loeb de la Universidad de Harvard.
Pero aún, el gas arremolinándose alrededor del agujero es opaco a la mayoría de las longitudes de onda, poniendo un velo sobre la sombra. Y más fundamentalmente, la resolución depende de la radiación de la longitud de onda que se observa, con longitudes de onda más largas dando una imagen más vaga que las ondas más cortas.
Por suerte, todos estos problemas se pueden evadir si tu telescopio trabaja a longitudes de onda de 1 milímetro. Esa radiación de longitud de onda corta pasa a través de la niebla interestelar y el velo interno de gas. Además, la resolución para un telescopio con antenas separadas por miles de kilómetros es la suficiente, en teoría, para ver la sombra. De hecho, cuanto mayor sea la separación de antenas, mejor.
El equipo de Doeleman adaptó el VLBI para trabajar a una longitud de onda de 1,3 milímetros. En abril de 2007 llevaron sus equipos a los telescopios de Arizona (SMT Telescope), California (CARMA) y Hawai (James Clerk Maxwell).
El resultado fue frustrante. Recogieron emisiones de la región central de Sag A*, pero no tenían suficiente información para obtener una imagen inequívoca. "Tenemos dos modelos que encajan con los datos", dice Doeleman. En una, Sag A* parece una dona con un agujero en el medio, que podría ser el agujero negro supermasivo. Desafortunadamente, sus observaciones también concordaban con una simple burbuja de brillantes emisiones, sin sombra de ningún agujero negro.
A pesar de esto, aquellas observaciones son una fuerte señal de que Sag A* realmente es un agujero negro. De acuerdo a Avery Broderick de la Universidad de Toronto, los resultados indican que casi con certeza tiene un horizonte de sucesos, característica de los agujeros negros.
Un horizonte de eventos es una frontera dentro de la cual nada escapa de la gravedad del agujero. La materia que cruce esa frontera será definitivamente tragada por el gigante objeto. Algunas alternativas teóricas a los agujeros negros, como las llamadas estrellas de bosones, tendrían superficies físicas en vez de horizontes. Estas superficies serían calentadas por el gas cayendo.
Junto con Loeb y Ramesh Narayan de Harvard, Broderick analizó los resultados de Doeleman y dice que si Sag A* tiene una superficie sería suficientemente caliente como para brillar con una emisión regular de luz infrarroja. Como ese fulgor nunca se detectó, concluyen que un horizonte de eventos yace allí.
Pero podría haber resquicios en este argumento, así que sería mejor observar el agujero directamente, o su sombra. En abril, Doeleman volvió a Hawai. Para mejorar la sensibilidad, decidió tratar de usar las señales de tres telescopios juntos en Mauna Kea, en vez de uno solo. Luego de algunos meses de procesamiento, el último conjunto de observaciones debería, finalmente, revelar la sombra del gigante.
La primera imagen borrosa sería sólo el comienzo. Doeleman quiere moverse a una longitud de onda más corta, 0,87 milímetros. Mientras tanto, más y más telescopios serán unidos para tener una visión más reveladora. El centro del ojo de microondas estará en el desierto de Chile, donde se construye ALMA. Todas sus 66 antenas deberían estar funcionando para 2012. En concierto con otros observatorios alrededor del planeta, debería brindar una imagen mucho más nítida de Sag A*, así como revelar un agujero negro más grande en la galaxia M87.
Observaciones hechas a varias longitudes de onda han revelado estallidos de radiación del gas alrededor de Sag A*. Usando VLBI, Doeleman quiere ver estas erupciones en tiempo real.
En conjunto, las observaciones podrían revelar algo muy preciado para los investigadores sobre los agujeros negros: su rotación. La relatividad indica que un agujero negro en rotación crearía un remolino en el espacio-tiempo, un fenómeno conocido como "frame dragging". Los objetos cercanos al agujero serían capturados en este remolino y su movimiento mostraría lo rápido que gira Sag A*.
Eso, a su vez, nos daría pistas sobre la vida pasada del agujero, ya que su rotación depende de la cantidad de materia consumida para volverse tan pesado como lo es actualmente.
Emanuele Berti de la Universidad de Mississippi y Marta Volonteri de Michigan han calculado los efectos de diferentes "dietas". Sag A* podría haber crecido con una dieta regular de gas galáctico. Compartiendo la rotación total de la galaxia, el gas habría formado un disco en rotación cada vez más rápida al aproximarse al agujero negro, como agua yendo al desagüe. Cuando el gas es finalmente tragado, su rotación se añadiría a la del agujero. Si Sag A* formó la mayoría de su peso de esa manera, su rotación sería cercana al máximo valor posible que la relatividad permite.
O quizás Sag A* creció deglutiendo el gas de cercanas fuentes en órbitas aleatorias. La orientación aleatoria de rotación de esas fuentes podría haberse cancelado unas con otras, y así la rotación de "la bestia" sería baja.
Otra posibilidad es que Sag A* creciera en forma jerárquica, como las galaxias menores que se fusionaron para formar la Vía Láctea. Cada galaxia habría traído su propio agujero negro y luego se habrían fusionado para crear al masivo objeto. En la simulación de Berti y Volonteri, usualmente eso crea un agujero con rotación moderada.
Por supuesto, todo esto asume que la teoría general de la relatividad de Albert Einstein es correcta. A un siglo de su formulación, permanece como la mejor teoría de gravedad y concuerda de manera precisa con las observaciones de las órbitas planetarias y lentes gravitacionales. Pero la teoría nunca ha sido probada en la ultra fuerte gravedad cercana a un agujero negro, donde sus predicciones son más extremas.
Al mapear la forma del espacio-tiempo cerca del agujero negro se podría distinguir entre la relatividad y otras teorías competidoras desarrolladas para explicar los anómalos movimientos de estrellas y galaxias, más comúnmente atribuídos a la energía y materia oscuras.
¿Si qué pasaría si las últimas observaciones de Doeleman, realizadas el mes pasado, muestran algo raro? "Entonces tendremos un problema", dice Broderick. Podría ser que la relatividad es radicalmente errónea al tratarse de entornos de extrema gravedad. Y el monstruo en el centro de la galaxia sería más sombrío de lo pensado.
En la galaxia M87 hay un agujero negro verdaderamente grande, más de 3 mil millones de veces la masa del sol. Los radioastrónomos esperan ser capaces de acercarse a este gigante no sólo para ver la negra sombra del horizonte de sucesos, sino para encontrar el origen de un enorme chorro de materia que sale de él.
A unos 60 millones de años luz, M87 es 2000 veces más lejos que Sag A*, por lo que, aunque es varios cientos de veces el diámetro de nuestro propio agujero negro galáctico, aparece de una tercera parte de su tamaño. Eso implica, por el momento, que no podemos verlo claramente con la técnica VLBI. Eso cambiará con ALMA. "Esto traerá a M87 en el rango de la artillería VLBI", dice Shep Doeleman.
Los siguientes dos agujeros negros candidatos están en la galaxia Sombrero y Centaurus A, a 30 millones y 12 millones de años luz, respectivamente. Sus sombras aparecerían mucho menores que la del agujero en M87 y podría estar más allá del poder de la radioastronomía actual.
Sin embargo, se ha propuesto una misión espacial llamada Black Hole Imager, que usaría rayos-X en vez de radio ondas. Dos o más telescopios de rayos-x volando en formación podrían, en teoría, proveer la resolución suficiente. El proyecto, si es que sigue adelante, sólo se concretaría después de 2030, si se desarrolla un agresivo programa tecnológico.
Event-horizon-scale structure in the supermassive black hole candidate at the Galactic Centre Sheperd S. Doeleman et al. Nature 455, 78-80 (4 Septiembre 2008) DOI:10.1038/nature07245
Broderick, A.E. & Loeb, A. 2009, Scientific American (A publicarse) Shedding Light on Darkness: Imaging Black Hole Silhouettes
El agujero negro supermasivo Saggitarius A*, visto por el Observatorio de rayos-X Chandra. Crédito:NASA/MIT/F. Baganoff et al. chandra.harvard.edu/photo/2005/sgra/
¿Podrían haber destruido las naves de aterrizaje las señales de vida en Marte? Tal vez, en lugar de identificar las sustancias químicas que pudieran haber indicado la presencia de vida, los exploradores robot de la NASA podrían haberlas destruido por error.
En la imagen el brazo excavador de la sonda Phoenix que operó en Marte hasta finales de 2008.
En 1976, muchas de las esperanzas de encontrar el vida en Marte en se vinieron abajo cuando los módulos de aterrizaje Viking fracasaron en su intento de detectar incluso diminutas cantidades de compuestos orgánicos (nos referimos a las moléculas con base en el carbono y que constituyen las moléculas básicas de la vida). “en mi opinión contribuyó el hecho de que no se realizó ninguna misión de aterrizaje en Marte y durante 20 años”, dice Jeffrey Moore del Centro de Investigación Ames de la NASA.
Este resultado ha resuelto también un rompecabezas durante años. Incluso si Marte nunca hubiera tenido vida, los cometas y asteroides que han golpeado el planeta durante miles de años debieran haber esparcido al menos algunas moléculas orgánicas (aunque no fueran generadas por la vida) sobre su superficie.
Algunos han sugerido que los compuestos orgánicos fueron eliminados de la superficie por procesos naturales, como la acción de sustancias químicas altamente a reactivas como el peróxido de hidrógeno. El pasado año el aterrizador de la NASA Phoenix, que tampoco tuvo éxito o en detectar moléculas orgánicas en Marte, topó con algo en el suelo marciano que de hecho puede haber estado ocultando los compuestos orgánicos: un tipo de moléculas llamadas percloratos.
A bajas temperaturas, los percloratos son relativamente inocuos. Pero cuando se calientan a cientos de grados Celsius, liberan gran cantidad de oxígeno que tiende a producir una combustión en los materiales de alrededor. Por esta razón los percloratos se usan en los sistemas de propulsión de los cohetes.
Los aterrizadores Phoenix y Viking estuvieron buscando moléculas orgánicas calentando muestras del suelo a temperaturas similares, con el fin de analizar los vapores que liberaban. Cuando Douglas Ming Del Centro Espacial, Texas, y sus colegas intentaron calentar compuestos orgánicos y percloratos como éstos en la Tierra, la combustión resultante no dejó ninguna traza de compuestos orgánicos. El equipo de Ming presentó su resultados en una reciente conferencia de ciencias lunares y planetarias en Houston.
Los óxidos de hierro también han sido sospechosos de interferir con la detección de compuestos orgánicos, pero a los percloratos saon probablemente bastante más efectivos en este proceso, dice Chris Mckay y del centro Espacial Ames.
Jeffrey Bada de la Universidad de California, San Diego, está de acuerdo en que es necesario nuevo enfoque. Bada está realizando un trabajo pionero llamado Urey para la Agencia Espacial Europea para su rover ExoMars, que deberá lanzarse en 2016. Esta misión detectará material orgánico en concentraciones de apenas unas pocas partes por trillón. La buena noticia es que aunque Urey caliente sus muestras, lo hará en agua, de forma que los compuestos químicos no podrán quemarse.
Los compuestos orgánicos no son las únicas sustancias que han podido pasar inadvertidas en el planeta rojo. Deberíamos haber visto carbonatos cubriendo la superficie.
La erosión quiebra el basalto, la roca más abundante de la corteza marciana, formando un arcilla de iones positivos. Estos iones deberían reaccionar con el dióxido de carbono de la atmósfera marciana para formar sales carbonatadas, explica Ralph Milliken del JPL de Pasadena, California.
Milliken y sus colegas han calculado que en el basalto marciano erosionado debería producir cantidades iguales de arcilla y sal. De esta manera en las tierras altas del planeta, donde se conocen miles de depósitos de arcilla, debería haber al menos la misma cantidad de sal.
Algunos razonan que la conocida carencia de depósitos de carbonatos apuntaría a una composición atmosférica diferente del pasado, pero Milliken afirma que en deberíamos estudia las rocas directamente antes de realizar cualquier conclusión.
Todos hemos oído la historia de lo que deberíamos esperar después de un holocausto nuclear. Todo en la tierra quedaría arrasado excepto las cucarachas y los Twinkies (ver NT).
La vida que podría haber sobrevivido a la detonación de bombas nucleares perecería con seguridad debido a las enfermedades producidas por la sobreexposición de la radiación. Antes se pensaba que los efectos negativos eran tan radicales y efectivos que se usaba el proceso de irradiación para esterilizar equipos. El reciente descubrimiento de un extremófilo resistente a la radiación, Deinococcus radiodurans, cambió de manera drástica la manera de ver la radiación como un factor limitante para la vida.
Radiación es un término que utilizamos coloquialmente. Cuando hablamos de los efectos de la radiación sobre la vida, hablamos de radiación en forma de partículas (como protones o partículas alfa), o como radiación electromagnética (rayos gamma, luz UV, radio, etc). La radiación que es lo suficientemente fuerte como para poder ser llamada extrema no sale normalmente de fuentes naturales en la Tierra. Cuando uno se expone a altos niveles de radiación, las consecuencias sobre la vida pueden ir desde daño en los ácidos nucléicos (cmom el ADN) a la alteración de la fotosíntesis.
Algunos extremófilos, como D. radiodurans, pueden soportar dosis de radiación de hasta 20 veces una dosis letal para los humanos. Estos organismos no combaten los efectos dañinos directamente. En lugar de eso, han desarrollado mecanismos como el de reparación del ADN que trabajan para deshacer lo que ha sido provocado por la sobreexposición. Estos mecanismos son altamente efectivos. Por ejemplo, D. radiodurans se ha encontrado viviendo en los núcleos de los reactores nucleares.
El descubrimiento de los organismos resistentes a la radiación ha ampliado nuestra visión sobre los posibles orígenes de la vida. Algunos científicos han considerado la posibilidad de que la vida se haya podido originar en otro planeta, como por ejemplo, Marte. Un impacto en Marte pudo haber originado trozos que contuvieran vida y que fueran proyectados; podrían haber viajado hasta la Tierra y haber sembrado nuestro planeta con vida. Los escépticos argumentan que, durante el viaje, esa vida habría estado expuesta a altas intensidades de rayos cósmicos y radiación del Sol, y por tanto no habría sido capaz de sobrevivir al largo recorrido de un planeta al otro. El descubrimiento de mecanismos de reparación de ADN altamente efectivos dentro de las células, que podría combatir la exposición a la radiación, podría apoyar la idea de que la vida no se originó en la Tierra, sino que la Tierra fue "sembrada" con vida de algún otro sitio.
Los mecanismos de reparación del ADN, como los que se encuentran en D. radiodurans podrían haber supuesto un paso fundamental en la evolución de la vida en la Tierra. Las condiciones de la Tierra primitiva previas a la creación de una capa de ozono protectora podrían haber sido hostiles para la vida. El daño debido a la radiación UV habría sido importante en las primeras formas de vida. Comprender los mecanismos subyacentes al mecanismo de reparación de ADN en los especímenes de hoy en día podría terminar arrojando algo de luz sobre el origen y la evolución de la vida en la Tierra y en cualquier otro sitio.
NT: Los Twinkies son unos pastelitos acerca de los cuales existe la leyenda de que, al estar hechos por completo de ingredientes artificiales, jamás caducarían.
Traducido para Astroseti.org por: Claudia Rodríguez
Creemos que la gravedad funciona en la misma manera para todo la materia. Pero, ¿Qué pasa con la antimateria?
¿Funciona la gravedad de la misma manera que toda la materia ordinaria, o por el contrario actúa de una forma distinta? (Crédito de la imagen: Martin Lee / Rex Features)
AEGIS, un experimento del CERN, al que se le acaba de dar la señal de salida, está diseñado para averiguarlo. La gravedad es una fuerza relativamente débil, de forma que el experimento utilizará partículas sin carga para evitar que las fuerzas electromagnéticas ahoguen los efectos de las fuerzas gravitatorias. En primer lugar fabricará pares inestables de electrones y positrones conocidos como positronios, después los excitará con lasers para evitar que se aniquilen demasiado deprisa. Las nubes de antiprotones desgarrarán estos pares, robando sus positrones para crear átomos de anti-hidrógeno.
Los pulsos de estos anti átomos disparados horizontalmente a través de dos dispositivos de ranuras crearán un fino patrón de impacto y la reflejarán en la pantalla del detector. Midiendo como la posición que este patrón se desplaza, la fuerza (y la dirección) de la fuerza gravitacional en la antimateria podrá ser medida.
Se trata de una idea brillante, pero hay muchas cosas que podrían salir mal, dice el portavoz de AEGIS Michael Doser. "Nadie ha controlado nunca positronios de esta forma, nadie ha conseguido llevar positronios a un estado excitado mediante el lasers en un ambiente como éste y nadie ha efectuado un pulso de anti-hidrógeno como éste." Si los investigadores tienen éxito, valga la pena el esfuerzo. Si la gravedad afecta a la antimateria de forma distinta, esto nos va a decir no únicamente algo sobre la antimateria sino sobre todo las teorías fundamentales que dominan la física moderna. La teoría general de la relatividad de Einstein, la teoría gravitatoria con mayor aceptación actualmente, nos dice que la fuerza debería funcionar de forma idéntica en cualquier tipo de materia. De igual manera el modelo estándar predice que la materia y la antimateria son idénticas a todos los efectos y propósitos. "Si encontráramos que alguna de estas cosas no se ajusta las observaciones", dice "entonces sería algo extremadamente importante."
Doser ya está pensando en sus apuestas. "Abriría una botella de champagne si no vemos ninguna diferencia" pero también estaría contento de no abrirla."
Después de una investigación detallada de dos años del cráter Victoria en Marte, los instrumentos de abordo del rover Opportunity revelaron más evidencias del pasado del planeta rojo.
Espectacular imagen de los acantilados de Victoria
Los dos años de exploración del robot Opportunity de la NASA en el cráter Victoria de unos 800 metros de diámetro y 75 metros de profundidad están produciendo un gran tesoro acerca del pasado geológico de nuestro planeta vecino y apoya investigaciones anteriores que indican que una vez el agua liquida fluyo sobre la superficie de Marte, según nos cuenta Steve Squyres investigador principal de la misión MER (Mars Exploration Rovers) y profesor de astronomía de la Universidad de Cornell. En la actualidad el robot explorador Opportunity se aleja de Victoria hacia el sur hacia su lejano objetivo: el cráter Endeavour situado a unos 13 km de distancia.
Muchas de estas observaciones de esferas de hematita apodadas "arándanos" o "blueberries" (pequeñas formaciones rocosas de areniscas ricas en sulfatos) que contienen kamacita, troilita y otros minerales que se encuentran habitualmente en meteoritos, son consistentes con los hallazgos realizados en otros lugares de la llanura de Meridiani.
"Lo que se aprecia es que los procesos que investigamos en detalle por primera vez en el cráter Endurance [dónde Opportunity pasó 6 meses en 2004] suceden escala regional [lo que indica que] las mismas conclusiones que obtuvimos en Endurance aplican también quizá a toda la llanura", declaró Squyres.
Aunque existen algunas diferencias claves. El borde del cráter Victoria es unos 30 metros más alto que el borde del cráter Endurance, comenta Squyres; y mientras el rover avanzaba hacia el sur hacia Victoria los "arándanos" de hematita del suelo se volvieron más pequeños y escasos. En cambio las rocas que se hallaban en las profundidades del cráter, sin embargo tenían "arándanos" grandes. Esto indica que las rocas más altas han tenido menos interacción con el agua, de forma que la fuente del agua es probablemente subterránea.
Los análisis detallados de los datos de Victoria van a ocupar a los investigadores durante los próximos años, afirma Jim Bell, profesor de astronomía y líder del equipo del instrumento PanCam de la misión.
Mientras tanto al otro lado del planeta en el cráter Gusev, Spirit el gemelo de Opportunity, causó gran preocupación por un extraño reinicio en abril. Aunque el problema no se ha repetido, Spirit continúa atascado en una trampa de arena que lo cubre probablemente hasta el chasis.
"El vehículo parece encontrarse en una combinación de terreno arenoso y blando con pendientes, esta combinación no se había encontrado hasta ahora. Tampoco ninguna de ambas circunstancias ha representado un grave problema en el pasado, pero la coincidencia de ambas nos ha frenado." añadió Bell.
En 2005 Opportunity afrontó un problema similar cuando estuvo atascado un mes en una trampa de arena llamada duna del Purgatorio (Purgatory).
"Todavía no llamamos a este lugar un purgatorio para Spirit, pero puede serlo potencialmente." explicó Bell. Los miembros del equipo del rover que incluye a Bob Sullivan, que tuvo un papel lider para liberar Opportunity de la duna del Purgatorio, están usando datos de los orbitadores Mars Odyssey y Mars Reconnaissance Orbiter, para idear un plan de fuga.
Por su parte Opportunity, permanece en buena salud después de 1900 jornadas marcianas de funcionamiento inninterrumpido sobre Marte, o lo que es lo mismo multiplicar por 21 su vida proyectada inicialmente.
Los astrónomos han sido testigos de la transformación o "reciclaje" de un púlsar de lenta rotación en un objeto que rota a 592 veces por segundo.
Estrella de neutrones con disco de acreción (izquierda) tomando material de una estrella compañera (derecha) CREDITO:Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF
El descubrimiento fue realizado durante un gran sondeo de radio del cielo por un equipo internacional de astrofísicos de las Universidades McGill, British Columbia, West Virginia, NRAO y otras instituciones en EE.UU, Holanda y Australia.
El sondeo del cielo usó el radio telescopio Robert C. Byrd en Green Bank para observar casi una tercera parte de la esfera celeste. El estudio encontró varios nuevos púlsares, pero este es realmente especial.
Los púlsares son estrellas de neutrones que rotan muy rápidamente. Las estrellas de neutrones son estrellas masivas que han explotado como supernovas, dejando como resultado objetos extremadamente densos. Estas estrellas de neutrones en rotación o púlsares, emiten haces de ondas de radio mientras rotan. Algunas lo hacen en forma relativamente lenta, diez veces por segundo o menos, y sus campos magnéticos suelen enlentecerlas más con el paso del tiempo. Pero existen también los púlsares ultrarrápidos, que rotan cientos de veces por segundo, por lo que se los denomina "púlsares de milisegundo" (MSP por "MilliSecond Pulsar").
"Sabemos que los púlsares típicamente pulsan en el espectro de radio por un millón a diez millones de años, pero finalmente se enlentecen", explicó la Prof. Victoria Kaspi del Grupo Pulsar de la Universidad McGill. "Pero algunos de estos viejos púlsares se "reciclan" en púlsares de milisegundo. Terminan rotando extremadamente rápido y luego pueden pulsar para siempre", continuó.
Se piensa que los MSP son creados en sistemas de estrellas dobles cuando la materia de la estrella compañera cae al pozo gravitacional del púlsar y así incrementa la velocidad de rotación, pero, hasta ahora, el proceso no había sido observado directamente.
La estudiante de doctorado Anne Archibald de McGill señaló que "hemos visto sistemas acelerando su rotación, porque cuando la materia cae en ellos las estrellas son realmente brillantes en rayos-X y son fáciles de observar. Pero nunca habíamos visto pulsaciones de radio de estas estrellas durante ese proceso. Al fin hemos encontrado una verdadera fuente de radio que muestra directa evidencia de haber sido recientemente reciclada".
El MSP se ubica en el sistema llamado J1023 que yace a 4.000 años luz de la Tierra. Los astrónomos encontraron luego que el objeto había sido identificado por el radio telescopio VLA en un sondeo realizado en 1998 y fue observado en luz visible por Sloan Digital Sky Survey en 1999 revelando una estrella similar a nuestro Sol.
Cuando se observó otra vez en 2000, el objeto había cambiado dramáticamente, mostrando evidencia de un disco de materia en rotación, o disco de acreción, pero en mayo de 2002, la evidencia de este disco desapareció.
"Ningún otro MSP ha mostrado evidencia de un disco de acreción. Sabemos que otro tipo de estrellas binarias, llamadas binarias de rayos-X de baja masa (LMXB), también contienen una estrella de neutrones de rápida rotación y un disco de acreción, pero éstas no emiten ondas de radio. Hemos pensado que las LMXB probablemente están en el proceso de ser aceleradas en su rotación y emitirán ondas de radio como un púlsar. Este objeto parece ser el "enlace perdido" que conecta los dos tipos de sistemas", explicó Archibald.
Fuentes y links relacionados
A Radio Pulsar/X-ray Binary Link Anne M. Archibald et al. Publicado Online Science Express Mayo 21, 2009 DOI:10.1126/science.1172740
Imaginemos que el universo es un inmenso trozo de queso suizo galáctico. Nuestro cosmos infinito podría estar repleto de una variedad de "agujeros" extraños y peculiares: negros, blancos, "micro" y agujeros de gusano. Estos agujeros son entradas donde los objetos y la materia pueden desaparecer, ser expulsados o escapar a algún otro lugar en el espacio-tiempo. En la actualidad, conocemos la existencia de los agujeros negros, pero ahora los científicos están tratando de confirmar que otros agujeros están al acecho en el hiperespacio. Un agujero blanco es lo contrario de un agujero negro, ya que en lugar de absorber la materia, la expulsa. El agujero de gusano es una entrada en la estructura del espacio y el tiempo. En las ecuaciones de Einstein, se incluye la posibilidad de la existencia de estos agujeros. Conoceremos nuevos descubrimientos, entre ellos los agujeros negros binarios que colisionan, los agujeros negros intermedios y la fabricación de micro agujeros negros.
Agujeros del espacio
Al pulsar PLAY se abrirá una ventana de publicidad. Ciérrala para ver el vídeo.
Usando el Telescopio Muy Grande (VLT) de ESO, los astrónomos midieron el tamaño de la gigante galaxia Messier 87 y se sorprendieron al encontrar que las partes exteriores han sido despojadas por efectos todavía desconocidos. La galaxia parece estar en curso de colisión con otra galaxia gigante.
Esta profunda imagen del Cúmulo de Virgo obtenida por Chris Mihos y sus colegas usando el telescopio Burrell Schmidt muestra la difusa luz entre las galaxias pertenecientes al cúmulo. Los puntos oscuros indican donde brillantes estrellas de fondo fueron removidas de la imagen. Chris Mihos (Case Western Reserve University)/ESO
Las nuevas observaciones revelan que el halo de estrellas de M87 ha sido "recortado", con un diámetro de un millón de años luz, significativamente menor de lo esperado, a pesar de ser unas tres veces la extensión del halo alrededor de nuestra Vía Láctea. (Aunque el valor estándar para el diámetro de nuestra galaxia es de 100 mil años luz, su halo estelar se extiende casi al doble). Más allá de esta zona, sólo unas pocas estrellas intergalácticas son vistas.
"Este es un resultado inesperado", señaló el co-autor Ortwin Gerhard. "Modelos numéricos predicen que el halo alrededor de Messier 87 debería ser varias veces mayor que lo que nuestras observaciones revelaron. Claramente, algo debe haber cortado el halo previamente".
El equipo utilizó el espectógrafo FLAMES en el VLT del Observatorio Paranal, en Chile, para realizar mediciones ultra precisas de nebulosas planetarias en las afueras de M87 y en el espacio intergaláctico en el cúmulo de Virgo, al cual pertenece la galaxia.
Las nebulosas planetarias son la espectacular fase final de estrellas como el sol, cuando las estrellas eyectan sus capas exteriores al espacio. Su nombre proviene de los antiguos observadores que, al usar telescopios mucho menos potentes que los actuales, pensaron que algunos de estos objetos cercanos, como la Nebulosa Hélice, parecían los discos de los planetas gigantes en el sistema solar.
Locación de las nebulosas planetarias en las afueras de M87. ESO/Digitized Sky Survey 2
Las nebulosas planetarias tienen fuertes líneas de emisión, lo que las convierte en fáciles de detectar a grandes distancias y así son utilizadas para investigar los movimientos de las estrellas en las más débiles regiones exteriores de galaxias distantes. Más aún, las nebulosas planetarias son representativas de la población estelar en general. Como tienen una vida relativamente corta (unas pocas decenas de miles de años) los astrónomos pueden estimar que una estrella en 800 millones de estrellas como el sol, es visible como nebulosa planetaria en cualquier momento dado. Así, las nebulosas planetarias pueden brindar ayuda en estimar el número, tipo de estrellas y sus movimientos en las regiones exteriores de las galaxias.
La luz observada de una nebulosa planetaria en el Cúmulo de Virgo es tan débil como una lamparita de 30 Watts a una distancia de 6 millones de kilómetros (unas 15 veces la distancia Tierra-Luna). Messier 87 (también catalogada como NGC 4486 y ARP 152) se encuentra a unos 50 millones de años luz en el Cúmulo de Virgo, el cúmulo de galaxias más cercano.
Los astrónomos propusieron varias explicaciones para el "achicamiento" de M87, como el colapso de materia oscura o el encuentro con M84, pero estos escenarios no pueden confirmarse y serán necesarias mayores observaciones de las nebulosas planetarias alrededor de la galaxia para obtener una respuesta.
Pero los astrónomos sí parecen estar seguros de que Messier 87 y Messier 86 están en curso de colisión en este dinámico cúmulo de galaxias.
The edge of the M87 halo and the kinematics of the diffuse light in the Virgo cluster core Michelle Doherty et al. arXiv:0905.1958v1 Aceptado para su publicación en Astronomy and Astrophysics: 22 April 2009 DOI: 10.1051/0004-6361/200811532
Un nuevo método simple estandariza el brillo de las supernovas de Tipo 1a
El Espectrógrafo de Campo Integral SuperNova (SNIFS) fue diseñado e integrado por los colaboradores de SNfactory con sede en la Universidad Pierre y Marie Curie (UPMC) en París y la Universidad de Lyon. Montado sobre el telescopio de Mauna Kea de 2,2 metros de la Universidad de Hawai, SNIFS integra la información espectral y de brillo a partir de numerosas regiones en imágenes compuestas para cada supernova y su galaxia madre.
Los miembros de la Fábrica de Supernovas Cercanas (SNfactory), una colaboración internacional entre el Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley del Departamento de Energía de los Estados Unidos, un consorcio de laboratorios franceses y la Universidad de Tale, han encontrado una nueva técnica que establece el brillo intrínseco de una supernova de Tipo 1a con mayor precisión que nunca antes. Estas estrellas en explosión son las mejores candelas estándar para medir distancias cósmicas, las herramientas que hicieron posible en descubrimiento de la energía oscura.
El miembro de SNfactory Stephen Bailey, anteriormente en el Laboratorio Berkeley y ahora en el Laboratorio de Física Nuclear y de Alta Energía (LPNHE) en París, Francia, buscó los espectros de 58 supernovas de Tipo 1a en el conjunto de datos de SNfactory y encontró una razón espectroscópica clave. Simplemente midiendo la razón del flujo (la potencia visible, o brillo) entre dos regiones específicas del espectro de supernovas de Tipo 1a tomados en una única noche, de tal forma de la distancia de las supernovas puede determinarse con menos de un 6 por ciento de incertidumbre.
La nueva corrección de la razón de brillo parece mantenerse sin importar la edad o metalicidad (mezcla de elementos) de la supernova, su tipo de galaxia madre, o cuánto se ha atenuado por el polvo intermedio.
Usando métodos clásicos, los cuales están basados en el color de la supernova y forma de su curva de luz – el tiempo que necesita para llegar a su brillo máximo y luego apagarse – puede medirse la distancia a la supernova Tipo 1a con una incertidumbre típica de un 8 a un 10 por ciento. Pero obtener una curva de luz lleva dos meses de observaciones precisas. El nuevo método proporciona una corrección mucho mejor con un espectro completo de una única noche, el cual puede ser programado basándose en una curva de luz mucho menos precisa.
La SNfactory describe el descubrimiento de la nueva técnica de estandarización en un artículo del próximo ejemplar de Astronomy & Astrophysics, actualmente disponible on-line en http://arxiv.org/abs/0905.0340.
Una incalculable colección de luz
Bailey dice que la biblioteca de SNfactory de espectros de alta calidad se lo que ha hecho posible estos exitosos resultados. “Cada imagen de supernova de SNfactory toma un espectro completo”, dice. “Nuestro conjunto de datos es, de lejos, la mayor colección del mundo de series síncronas excelentes de Tipo 1ª, con un total de unos 2500 espectros”.
El factor de estandarización más preciso que encontró Bailey fue la razón entre la longitud de onda de 642 nanómetros, en la parte rojo-naranja del espectro, y la longitud de onda de 443 nanómetros, en la parte azul-púrpura del espectro. En su análisis no hizo suposiciones sobre el posible significado físico de estas características espectrales. No obstante, reveló múltiples razones de brillo que fueron capaces de mejorar la estandarización sobre los actuales métodos aplicados a las mismas supernovas.
El cosmólogo Greg Aldering de la División de Física del Laboratorio Berkeley, fundador y líder de SNfactory, dice: “Este es un ejemplo de para qué diseñamos exactamente SNFactory. La aproximación agnóstica de Stephen – ‘No sé lo que son estas razones, pero tal vez podamos usarlas para la estandarización’ – subraya el papel vital de la espectrometría detallada en descubrimientos de significado cósmico”.
El mimebro de SNfactory Rollin Thomas de la División de Investigación Computacional del Laboratorio Berkeley, que analiza la física de las supernovas, dice: “Aunque la luminosidad de una supernova de Tipo 1a efectivamente depende de sus características físicas, también depende del polvo intermedio. La razón 642/443 alinea de cierta forma estos dos factores, y no es la única razón que lo hace. Es como si la supernova nos estuviese diciendo cómo medirla”.
El SNfactory primero encuentra un candidato de supernova Tipo 1a usando una cámara CCD gran angular desarrollada y manejada por sus colaboradores de la Universidad de Yale, entonces toma imágenes espectrales de candidatos prometedores con el telescopio de 2,2 metros de la Universidad de Hawai en Mauna Kea. El telescopio está equipado con el Espectrógrafo de Campo Integral SuperNova (SNIFS), un instrumento diseñado e integrado por un consorcio francés de investigadores con sede en la Universidad Pierre y Marie Curie (UPMC) en París y la Universidad de Lyon, afiliados al Instituto Nacional de Física Nuclear y Física de Partículas (IN2P3) y el Instituto Nacional de Ciencias del Universo (INSU), ambos del Centro Nacional de Investigación Científica (CNRS).
Aldering dice: “La espectrometría de Tipo 1a se realiza mayormente para saber si una supernova es en realidad de Tipo 1a. A menudo se realiza con un espectrómetro de rendija que pierde gran cantidad de luz en algunas longitudes de onda o con fotometría filtrada que selecciona ciertos colores. Con SNIFS, logramos tener toda la luz. El análisis de Stephen se realizó con brillos que sabía que eran correctos en todas las longitudes de onda”.
Debido a que el conjunto de datos era lo bastante grande, la búsqueda de las razones clave de longitudes de onda podría hacerse usando procedimientos estadísticos que no siempre están disponibles para un campo en el que, en palabras de Thomas, “a menudo carece de datos”. Los investigadores de SNfactory fueron capaces de seleccionar 58 supernovas cuyos desplazamientos al rojo no estaban corrompidas por el movimiento aleatorio de sus galaxias madre, todos los cuales se realizaron entre dos días y dos días y medio desde su máximo brillo en su propia vecindad.
Bailey explica que, para eliminar sesgos, la búsqueda de las razones que mejor de correlacionaban con las magnitudes absolutas (brillo estandarizado) comenzó con un conjunto de “entrenamiento” de 28 supernovas en la muestra. Las cinco mejores razones de la muestra de entrenamiento se aplicaron entonces a las restantes 30 supernovas en la muestra de “validación”. La correlación entre ambos conjuntos de datos era consistente y muy fuerte.
“Los astrónomos han buscado características espectrales que podrían usarse para corregir magnitudes observadas antes”, dice Bailey, “pero sus búsquedas tienden a concentrarse en una característica física conocida, por ejemplo una línea de azufre o silicio. En la física de alta energía, el campo en el que estudié, a menudo tenemos que tratar con descomunales conjuntos de datos y se busca lo que podamos encontrar. Decidí no hacer suposiciones físicas sobre el conjunto de datos de SNfactory pero sólo para ver lo que los espectros podían decirme por sí mismos”.
La punta del iceberg cósmico
El miembro de SNfactory Yannick Copin del Instituto de Física Nuclear de Lyon (IPNL), que está visitando la División de Física con una Beca de Investigación Chrétien de la Sociedad Astronómica Americana y que es especialista en espectrometría de campo integral, dice: “Estos son los primeros resultados generales en cosmología a partir de una gran muestra de espectro completo obtenido por SNIFS, pero sólo son la punta del iceberg. Esto demuestra que podemos hacer mucho más en la cosmología con las series síncronas espectrales de lo que nunca antes pensamos. Un universo de posibilidades se abre ante nosotros”.
La energía oscura se descubrió creando un diagrama de Hubble, un gráfico que compara la distancia y desplazamiento al rojo de unas pocas docenas de supernovas de Tipo 1a. Usando la corrección de la razón de brillo, los investigadores de SNfactory han encajado las supernovas estandarizadas en un diagrama de Hubble con mucha menos dispersión (incertidumbre) que el método clásico. El nuevo diagrama de Hubble de SNfactory tiene la menor dispersión de datos jamás publicada para una muestra tan grande y diversa.
Aldering comenta: “Justo ahora las principales cuestiones en el uso de las supernovas de Tipo 1a para estudiar la expansión del universo son cosmología básica – reafirmar el diagrama de Hubble y reducir los errores sistemáticos – la física de las supernovas, y la comprensión del papel del polvo intermedio. La nueva corrección de la razón de brillo será una herramienta principal para reafirmar el diagrama de Hubble. A su vez, realmente estrecha lo que queda por explicarse sobre la sistemática”.
Saul Permutter, cofundador de SNfactory y líder del Proyecto Cosmología de Supernovas, el cual desarrolló los métodos para encontrar supernovas de Tipo 1a que llevaron al descubrimiento de la energía oscura, dice: “Nuestro objetivo desde hace tiempo ha sido hacer uso de toda la información que nos da una supernova sobre su condición física cuando brilla y se apaga, y logramos ver cada vez más profundamente en su atmósfera. Finalmente construimos un conjunto de datos con el tamaño y calidad que nos permitió hacer esto. Estos espectros abren la posibilidad de muchos nuevos tipos de medidas desde tierra y el espacio”.
El excepcional conjunto de datos le debe mucho a una beca de la Fundación Gordon y Betty Moore de San Francisco, la cual ha patrocinado el desarrollo del catalogo de alta calidad de SNfactory sobre brillos y espectros de supernovas cercanas desde 2004. También de crítica importancia fue la transmisión de enormes cantidades de datos de búsquedas de supernova, posibles gracias a la Red de Educación e Investigación de Alto Rendimiento (HPWREN).
Para el estudio de la energía oscura existe otro reto, no obstante, y es obtener un espectro completo de alta calidad de supernovas de Tipo 1a lejanas – un conjunto comparable al conjunto de datos de las supernovas “cercanas” de SNfactory. Futuras misiones espaciales o terrestres necesitarán una espectrometría tan buena como la proporcionada por el espectrógrafo SNIFS de SNfactory para reducir errores sistemáticos mano a mano con el desarrollo de estadísticas – y encontrar lo que hay en el cosmos y que nuestras suposiciones pueden estar ocultando.
El transbordador espacial Discovery partió el 24 de abril de 1990 hacia el espacio llevando a bordo un objeto revolucionario: el Telescopio Espacial Hubble. A la fecha era el telescopio óptico más grande y más sensible lanzado al espacio y, aunque en un principio no funcionó correctamente, no tardó en tomar algunas de las imágenes astronómicas más asombrosas y hermosas de todos los tiempos. 
Existen varios métodos que ya se usan para observar agua en exoplanetas. Uno es la espectroscopía, el cual puede revelar la absorción de las longitudes de onda característica de las moléculas de agua y el cual ya ha sido usado con éxito en planetas gigantes. Otros implican la búsqueda de la aparición de nubes o el destello de la luz rebotando en una superficie reflectante, aunque esta última técnica sólo se ha usado hasta el momento para otros líquidos, tales como metano en Titán, la luna de Saturno. 
Imagen actualizada por la USNO
