La Conquista del Espacio: 18 El telescopio Hubble

Edwin Hubble cambió la astronomía popular para siempre. La creación del telescopio Hubble permitió a la NASA colocar un gran observatorio en el espacio. El Hubble es el único telescopio diseñado para ser mantenido por astronautas en el espacio. El Trasbordador Espacial Endeavour fue enviado en 2009 con la misión de reparar algunos instrumentos que se habían averiado, actualizar el equipo y colocar nueva tecnología de cámaras. Los científicos se quedaron asombrados cuando el Telescopio Espacial Hubble captó miles de galaxias hasta entonces sin descubrir.

El telescopio Hubble

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Nuevos datos sobre los jets de partículas emitidos desde las galaxias blazars

La revista Nature publica en su último número un artículo que aporta nuevos datos sobre los “chorros” de partículas emitidos desde las galaxias blazars, aquellas que tienen un agujero negro supermasivo en su centro. El trabajo revela que la mayor parte de la luz del chorro (rayos gamma, la fuente de luz más energética del universo) se crea más lejos de lo que se pensaba.

Esta simulación muestra un agujero negro que atrae la materia cercana (en amarillo) y al mismo tiempo proyecta energía hacia el universo en forma de chorro de partículas (azul y rojo), que se mantienen unidas mediante líneas de campo magnético (verde). Foto: Jonathan McKinney.

Un equipo de investigadores internacional ha demostrado por primera vez que tanto la luz óptica como los rayos gamma del chorro de partículas se crean en el mismo lugar, lo que ha permitido a los científicos determinar dónde se generan los rayos gamma. La investigación también aporta datos para comprender mejor cómo la energía escapa de un agujero negro, según se publica esta semana en la revista Nature.

El estudio está liderado por el Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology (EEUU) e incluye datos de más de 20 telescopios, entre ellos el telescopio KANATA en Japón, Roque de los Muchachos y Calar Alto (CSIC- Max Planck) en España, y el telescopio espacial Fermi. La participación española corre a cargo de investigadores del Instituto de Ciencias del Espacio, centro del CSIC en Barcelona.

Los blazars son galaxias que tienen en su centro un agujero negro supermasivo alrededor del que se genera un disco de acreción (disco que rodea a un objeto central masivo y lo alimenta, siendo atraído por éste y contribuyendo a su aumento de masa). Conforme la materia del disco “cae” hacia el agujero negro, alimentándolo, una parte de su energía se proyecta hacia el universo en forma de chorro de partículas. A pesar de su importancia, ya que son los mayores aceleradores de partículas del universo, estos chorros son relativamente desconocidos y se sabe muy poco sobre su estructura y sobre cómo y dónde se producen.

Ventaja de observar en varias longitudes de onda

La nueva perspectiva sobre los chorros se ha realizado gracias a las observaciones registradas simultáneamente con varias longitudes de onda en el blázar o galaxia activa 3C 279. Los resultados restringen el origen de la fuerte radiación procedente de esta galaxia e ilustran las ventajas de supervisar de forma continua tales objetos a lo largo y ancho de todo el espectro electromagnético.

Los blázares, como 3C 279, emiten radiación variable y fuerte en todas las longitudes de onda observables, cuyo origen se halla en un chorro que se mueve con una velocidad próxima a la de la luz y que apunta hacia las proximidades de la Tierra.

Hasta ahora los detalles sobre este proceso, incluyendo la localización del origen de la región de emisiones, no se conocen bien, con estimaciones para la distancia del agujero negro central de la galaxia variando entre las horas luz y los años luz.

El trabajo, coordinado por el investigador Grzegorz Madejski de la Universidad de Stanford (EE UU), aborda esta cuestión utilizando datos obtenidos por el telescopio de rayos gamma Fermi, recientemente lanzado, y los otros satélites y telescopios que abarcan todo el espectro situado entre los rayos X y las ondas de radio.

A lo largo de un programa de supervisión que duró un año, los autores “pescaron in fraganti” a la galaxia 3C 279 durante el preciso instante de la emisión de un haz de potentes rayos gamma, que coincidió con un cambio radical en el ángulo de polarización de la emisión óptica del objeto.

El hecho de que ambos sucesos tuviesen lugar con tanta proximidad parece indicar que los rayos gamma y la emisión óptica tienen origen en la misma región y los autores concluyen que dicha región se encuentra probablemente situada al menos a un año luz de distancia del agujero negro.

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Referencia bibliográfica:

Fermi-LAT Collaboration. “A change in the optical polarization associated with a c-ray flare in the blazar 3C 279”. Nature 463, 18 de febrero de 2010.

Fuente: SINC

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XMM-Newton traza la materia oscura en débiles grupos de galaxias distantes

Observaciones de grupos de galaxias débiles y lejanos hechas con el observatorio XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea (ESA) fueron utilizadas para investigar la evolución de la materia oscura. Los resultados del estudio se publican en la edición del 20 de enero de 2010 del The Astrophysical Journal.

La materia oscura es un misterioso e invisible componente del Universo que sólo se revela a través de su influencia gravitacional. La comprensión de su naturaleza es una de las preguntas abiertas clave en la cosmología moderna. En uno de los métodos utilizados para abordar esta cuestión, los astrónomos utilizan la relación entre masa y luminosidad que se ha encontrado para los cúmulos de galaxias, la cual vincula sus emisiones en rayos X, un indicador de la masa de la materia ordinaria (bariónica), y su masa total (la masa bariónica más la materia oscura) según lo determinado por el efecto de lente gravitacional.

Hasta la fecha la relación se podía establecerse únicamente para los cúmulos cercanos. Un nuevo trabajo de una colaboración internacional, incluyendo al Instituto Max Planck para Física Extraterrestre (MPE), al Laboratorio de Astrofísica de Marsella (LAM) y al Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley (Berkeley Lab), ha hecho un gran progreso en la ampliación de la relación a estructuras más pequeñas y distante que lo que antes era posible.

Para establecer el vínculo entre la emisión de rayos X y la materia oscura subyacente, el equipo utilizó una de las mayores muestras en rayos X de grupos y cúmulos de galaxias seleccionados, producida por el observatorio de rayos X de la ESA, XMM-Newton.

Los grupos y cúmulos de galaxias se pueden encontrar de manera efectiva utilizando su emisión extendida en rayos X en escalas inferiores al minuto de arco. Como resultado de su gran área efectiva, XMM-Newton es el único telescopio de rayos X que puede detectar el nivel de emisión débil de los grupos y cúmulos de galaxias distantes.

“La capacidad de XMM-Newton para ofrecer catálogos de grandes grupos de galaxias en los campos profundos es asombrosa”, dijo Alexis Finoguenov, del MPE y de la Universidad de Maryland, coautor del artículo en The Astrophysical Journal (ApJ).

Dado que los rayos X son la mejor manera de encontrar y caracterizar los cúmulos, la mayoría de los estudios de seguimiento han sido hasta ahora limitados a grupos y cúmulos de galaxias relativamente cercanos.

“Teniendo en cuenta los catálogos sin precedentes, proporcionados por el XMM-Newton, hemos sido capaces de ampliar las mediciones de masa a estructuras mucho menores, que existían mucho antes en la historia del Universo”, dice Alexie Leauthaud de la División de Física del Berkeley Lab, primer autor del estudio publicado en ApJ.

La masa como lente

La lente gravitatoria se produce porque la masa curva el espacio a su alrededor, doblando los caminos por donde viajan los rayos de luz: cuanto más masa hay (y cuanto más cerca se está del centro de masa), más se curva el espacio, y más se desplaza y se distorsiona la imagen de un objeto distante. Así, medir la distorsión (o el “corte”) es la clave para medir la masa del objeto que actúa como lente.

En el caso de las lentes gravitacionales débiles (como las usadas en este estudio) el corte es demasiado sutil para ser visto directamente, pero débiles distorsiones adicionales en una colección de galaxias distantes pueden calcularse estadísticamente, y el corte promedio debido al efecto de lente de algún objeto masivo delante de ellas puede calcularse. Sin embargo, con el fin de calcular la masa de la lente de corte promedio, se necesita conocer su centro.

“El problema con los cúmulos de alto corrimiento al rojo (es decir, muy lejanos) es que es difícil determinar exactamente qué galaxia se encuentra en el centro del cúmulo”, dice Leauthaud. “Ahí es donde los rayos X ayudan. La luminosidad en rayos X de un cúmulo de galaxias se puede utilizar para encontrar su centro con mucha precisión”.

Conociendo los centros de masa a partir del análisis de la emisión de rayos X, Leauthaud y sus colegas pudieron usar las lentes débiles para estimar la masa total de los grupos y cúmulos distantes con mayor precisión que nunca.

El último paso fue determinar la luminosidad en rayos X de cada cúmulo de galaxias y graficarla contra la masa determinada por el efecto de lente débil, llegando a la relación masa-luminosidad para la nueva colección de los grupos y cúmulos extendiendo los estudios previos a menores masas y mayores corrimientos al rojo. Con incertidumbre calculable, la relación tiene la misma pendiente de recta para los cúmulos de galaxias cercanos que para los distantes, un simple factor de escala coherente relaciona la masa total (bariónica más oscura) de un grupo o cúmulo con su brillo en rayos X, siendo este último medido sólo a la masa bariónica.

“Al confirmar la relación masa-luminosidad y extenderla para más altos corrimientos al rojo, hemos dado un pequeño paso en la dirección correcta hacia el uso de lentes débiles como poderosas herramientas para medir la evolución de la estructura”, dice Jean-Paul Kneib, coautor del artículo en ApJ, del LAM y del Centro Nacional de Investigación (CNRS), de Francia.

En el principio

El origen de las galaxias puede ser trazado por las pequeñas diferencias en la densidad del muy cálido principio del Universo; los rastros de estas diferencias aún se pueden ver como diminutas diferencias de temperatura en el fondo cósmico de microondas (CMB).

“Las variaciones que observamos en el antiguo cielo de microondas representan las marcas que se desarrollaron a través del tiempo desde andamios de materia oscura cósmica hasta las galaxias que vemos hoy”, dice George Smoot, director del Centro Berkeley para Física Cosmológica (BCCP), profesor de Física en la Universidad de California en Berkeley, y miembro de la División de Física del Berkeley Lab. Smoot compartió el Premio Nobel de Física 2006 por medir las anisotropías en el CMB y es uno de los autores del artículo en ApJ. “Es muy emocionante que podamos medir con lentes gravitacionales cómo la materia oscura se ha colapsado y ha evolucionado desde el principio”.

Uno de los objetivos del estudio de la evolución de la estructura es entender a la materia oscura en sí, y cómo interactúa con la materia ordinaria que podemos ver. Otro objetivo es aprender más sobre la energía oscura, el misterioso fenómeno que está empujando a la materia, separándola y causando que el Universo se expanda a un ritmo acelerado. Muchas preguntas siguen aún sin respuesta: ¿La energía oscura es constante o es dinámica? ¿O ella es simplemente una ilusión causada por una limitación de la Teoría General de la Relatividad de Einstein?

Las herramientas proporcionadas por la extensión de la relación masa-luminosidad serán muy útiles para responder a estas preguntas acerca de las funciones opuestas de la gravedad y la energía oscura en darle forma al Universo, ahora y en el futuro.

Crédito de la imagen: ESA

Más información en: http://sci.esa.int/

Vía: El Mensajero de los Astros

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La ESA selecciona tres nuevas misiones científicas para continuar la fase de definición

La energía oscura, los planetas habitables que giran entorno a otras estrellas y la naturaleza misteriosa de nuestro Sol son los tres objetivos científicos seleccionados por la ESA como candidatos para dos misiones de clase media que se lanzarán a partir del año 2017.

El programa Cosmic Vision de la ESA continua. Crédito: ESA

El pasado jueves 18 de Febrero, el Comité para el Programa Científico (SPC) de la ESA aprobó estas tres misiones para empezar la fase de definición. Este es el siguiente paso necesario antes de tomar la decisión de qué misiones serán finalmente implementadas. Las tres propuestas seleccionadas para continuar la fase de definición son Euclid, PLAnetary Transits and Oscillations of stars (PLATO), y Solar Orbiter.

Euclid (Euclides) intentará responder a cuestiones clave de la física fundamental y de la cosmología, principalmente a las relacionadas con el origen de las misteriosas energía y materia oscura. Los astrónomos están convencidos de que estas sustancias están presentes en mayor proporción que la materia ordinaria. Euclid cartografiará la distribución de galaxias para revelar la estructura “oscura” del Universo.

La misión PLATO (Platón) tratará de responder a una de las cuestiones más antiguas de la ciencia: la existencia de planetas habitables girando entorno a otras estrellas. Para ello buscará planetas de características similares a las de la Tierra en la zona habitable de las estrellas, los conocidos como “Análogos Terrestres”. Además, PLATO estudiará el interior de estas estrellas analizando las emisiones gaseosas que emanan de sus superficies.

Solar Orbiter (Orbitador Solar) observará nuestro Sol acercándose todo lo que permite la tecnología actual, aproximándose a una distancia de tan sólo 62 radios solares. Esta misión proporcionará nuevos datos e imágenes, entre las que destacan vistas de las regiones polares del Sol y de su cara opuesta, que no es visible desde la Tierra.

Estas tres misiones son las finalistas de un total de 52 propuestas que se iniciaron o retomaron en el año 2007. El conjunto inicial se redujo a seis propuestas en 2008, que fueron enviadas a la industria para su asesoramiento. Una vez recibidos los informes de estos estudios, el número de propuestas se ha reducido a la mitad. “Ha sido un proceso de selección muy difícil. Todas las misiones contenían unas propuestas científicas muy fuertes”, comenta Lennart Nordh, miembro de la Comisión Nacional Sueca para el Espacio y presidente del SPC.

Y las decisiones difíciles todavía no han terminado. Sólo dos de estas tres misiones (Euclid, PLATO y Solar Orbiter) podrán ser seleccionadas para las oportunidades de lanzamiento de clase-M. Las tres misiones presentan retos que tendrán que ser superados durante esta fase de definición. Un reto específico, del que el SPC es consciente, es garantizar que estas misiones entran dentro del presupuesto disponible. La decisión final sobre qué misiones pasarán a la fase de implementación se tomará una vez que terminen las actividades de definición, lo que está previsto para mediados de 2011.

Por otra parte, el SPC ha decidido considerar en su próximo encuentro en Junio si Europa participará en la misión SPICA.

SPICA será un telescopio espacial en infrarrojo liderado por la Agencia Espacial Japonesa JAXA, que proporcionará cobertura en el ‘eslabón perdido’ del espectro infrarrojo, entre la región que puede observar el telescopio Webb ESA-NASA y la visible para el telescopio ALMA desde la Tierra. SPICA centrará sus observaciones en las condiciones para la formación de planetas y en las galaxias jóvenes lejanas.

“Estas misiones continúan el compromiso europeo de realizar ciencia espacial a nivel mundial”, explica David Southwood, Director de Ciencia y de Exploración Robótica de la ESA; “Todas ellas demuestran que el programa Cosmic Vision (Visión Cósmica) de la ESA continúa enfocado a responder las cuestiones más importantes de las ciencias del espacio”.

Fuente original: http://www.esa.int/esaCP/SEM5ZC3KV5G_Spain_0.html

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El universo mecánico 19 – Momento cinético

Un antiguo momento con un nuevo giro. La “segunda ley de Kepler” del movimiento de los planetas, que aquí se funda en un principio mucho más sólido, supone una línea, desde el sol a un planeta, que barre áreas iguales en tiempos iguales. El momento angular es una precesión de un momento lineal: el producto vectorial del vector radio por la cantidad de movimiento. Una fuerza que gira crea un par o momento. Cuando ningún par actúa sobre un sistema, el momento angular del sistema se conserva. Objetivos pedagógicos: Definir par de torsión y momento angular. Identificar el momento angular de un sistema y de una partícula. Interpretar la conexión entre la “segunda ley de Kepler” y el “Principio de conservación del momento angular”. Reconocer el papel de la conservación del momento angular en la formación de vórtices y torbellinos.

Momento cinético

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La fusión de dos enanas blancas generan la mayoría de las supernovas de tipo Ia

Los nuevos datos aportados por el observatorio de rayos X, Chandra, sugieren que la mayoría de las supernovas de tipo Ia se producen debido a la fusión de dos enanas blancas. Este resultado ofrece un importante avance en la comprensión de las supernovas de este tipo que proporciona a los astrónomos un instrumento eficaz para medir la expansión del Universo, lo que a su vez permite estudiar la energía oscura que domina el Universo.

Marat Gilfanov, del Instituto Max Planck de Astrofísica,es el autor principal de este estudio que aparece publicado en la revista Nature.

Las supernovas de tipo Ia son utilizadas para medir distancias cósmicas porque pueden verse a grandes distancias, y porque siguen un patrón fiable de brillo. Sin embargo, hasta ahora, los científicos no han conocido los mecanismos de esta explosión de luz. Actualmente se barajaban dos principales candidatos para la producción de estas supernovas. La primera causa sería la acreción de materia por parte de una enana blanca hasta que supera un límite determinado de peso, lo que la inestabiliza y hace que explote. La segunda opción es que dos enanas blancas se fusionen.

"Nuestros resultados sugieren que las supernovas estudiadas proceden casi todas de la fusión de dos enanas blancas", dijo el co-autor de este estudio Akos Bogdan, también del Max Planck. "Esto no es probablemente lo que muchos astrónomos esperaban."

La diferencia entre estos dos escenarios posibles puede tener repercusiones en cómo las supernovas se puede utilizar como "candelas estándar" para medir distancias cósmicas, ya que el brillo que se produce fruto de la explosión puede depender del tamaño que tengan las enanas blancas implicadas en el proceso de fusión. También se sabe que en estos dos escenarios se generan diferentes cantidades de rayos X. Por ello, Gilfanov y Bogdan emplearon el Chandra para estudiar cinco galaxias elípticas cercanas, y la región central de la galaxia de Andrómeda.

Una supernova de tipo Ia causada por la acreción de material produce emisiones significativas de rayos X antes de la explosión. Una supernova procedente de la fusión de dos enanas blancas, por el contrario, emitirá una radiación de rayos X mucho menor.

Los científicos encontraron que las emisiones de rayos X en las supernovas estudiadas se producían en un factor de entre 30 y 50 veces menor de lo esperado si la explosión hubiera tenido lugar a raíz de la acreción de material. Así, por ejemplo, en la imagen presentada, si la supernova se hubiera producido por acreción de material, la imagen sería alrededor de 40 veces más brillante, porque habría unas 40 veces más radiación de rayos X.

Esto implica que las fusiones de enanas blancas dominan en estas galaxias.

Una pregunta abierta es si estas fusiones son el catalizador principal de supernovas de tipo Ia en las galaxias espirales. Se requieren más estudios para saber si las supernovas en galaxias espirales son causados por una fusión o por una mezcla de los dos procesos. Otra consecuencia interesante de este resultado es que es relativamente difícil encontrar parejas de enanas blancas, incluso con los mejores telescopios. Por ello, a pesar del resultado de este estudio, algunos astrofísicos siguen pensando que el escenario de la fusión de dos enanas blancas es el menos probable.

Más información en el enlace.

Vía Astrofísica y Física

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Mejor confirmación de los efectos de la gravedad sobre el tiempo

Físicos de Estados Unidos y Alemania, utilizando dos pilares básicos de la mecánica cuántica, realizaron una prueba de alta precisión sobre la Teoría de la Relatividad General de Einstein.

Los investigadores aprovecharon la dualidad onda-partícula y la superposición cuántica en un interferómetro atómico para demostrar que un efecto conocido como el desplazamiento al rojo gravitatorio —el enlentecimiento del tiempo cerca de un cuerpo masivo— se mantiene verdadero hasta una precisión de siete partes en mil millones.

Este resultado es importante para el logro de una teoría de la gravedad cuántica y podría tener implicaciones prácticas importantes, como la mejora en la precisión de los Sistemas de Posicionamiento Global (GPS).

El desplazamiento al rojo gravitatorio surge del principio de equivalencia subyacente en la Relatividad General. El principio de quivalencia afirma que los efectos locales de la gravedad son los mismos que los que se sufren en un marco de referencia acelerado. Por lo que la fuerza que siente alguien en un ascensor se podría deber tanto a una aceleración hacia arriba del ascensor como a la gravedad.

Pulsos de luz enviados hacia arriba por un reloj en el piso del ascensor serán desplazados por el efecto Doppler —desplazados al rojo— cuando el ascensor acelere hacia arriba, lo que significa que el reloj parecerá avanzar más lentamente si se comparan sus destellos con los de otro reloj ubicado en el techo del ascensor.

Debido a que no hay forma de diferenciar la gravedad de la aceleración, lo mismo ocurre en un campo gravitatorio, en otras palabras, cuanto mayor sea el tirón gravitatorio experimentado por un reloj, o más cerca esté de un cuerpo masivo, más lento marcará el tiempo.

La confirmación de este efecto respalda la idea de que la gravedad es una manifestación de la curvatura del espacio-tiempo, porque el flujo del tiempo no es constante en todo el universo, sino que varía de acuerdo a la distribución de los cuerpos masivos. El reforzar la idea de la curvatura del espacio-tiempo es importante cuando hay que distinguir entre las distintas teorías de gravedad cuántica, ya que hay varias versiones de la Teoría de Cuerdas en las que la materia puede responder a algo que no sea la geometría del espacio-tiempo.

Universalidad de la caída libre

Sin embargo, el desplazamiento al rojo gravitatorio como manifestación de la invarianza de la posición local (la idea de que el resultado de un experimento no gravitatorio es independiente de en qué lugar y en qué momento se lleve a cabo en el universo) es el experimento menos confirmado de los tres tipos de experimentos que apoyan el principio de equivalencia. Los otros dos, la universalidad de la caída libre y la invarianza local de Lorentz, se han verificado con precisiones de 10^-13 o mejores aun, mientras que el desplazamiento al rojo gravitatorio se había confirmado antes con una precisión de 7×10^-5.

Este valor se logró en 1976 registrando la diferencia de tiempo medida en dos relojes atómicos, uno en la superficie de la Tierra y el otro enviado a una altitud de 10.000 kilómetros en un cohete.

Este tipo de medición del desplazamiento al rojo es limitada por el grado de tirón gravitatotio que proporciona la masa de la Tierra. La nueva investigación, realizada por Holger Müller de la Universidad de California en Berkeley, Achim Peters de la Universidad Humboldt en Berlín y Steven Chu, antes en Berkeley y ahora Secretario de Energía de los Estados Unidos, es igualmente limitada pero logra mejorar mucho la precisión gracias a un reloj ultrasensible aportado por la mecánica cuántica.

En 1997, Peters uitilizó técnicas de confinamiento láser desarrolladas por Chu para capturar átomos de cesio y enfriarlos a pocas millonésimas de grado por encima del cero absoluto (para reducir su velocidad todo lo posible), y usó entonces un rayo láser vertical para impactar con un golpe hacia arriba los átomos y medir así la caída libre gravitatoria.

Ahora, Chu y Müller han reinterpretado los resultados de ese experimento para ofrecer una medida del desplazamiento al rojo gravitatorio.

En el experiento, cada uno de los átomos fue expuesto a a tres pulsos láser. El primer pulso puso al átomo en una superposición de dos estados de igual probabilidad, ya sea dejándolo solo para decelerar y que cayese de nuevo a la Tierra bajo el tirón gravitatorio, o dándole un impulso extra para que alcanzase una mayor altura antes de descender. Se aplicó entonces un segundo pulso en el momento justo, de manera de empujar al átomo al segundo estado de regerso más rápido hacia la Tierra, causando que los dos estados de superposición se encontrasen en el camino. En este punto, el tercer pulso de láser midió la interferencia entre los dos estados a causa de la existencia del átomo como una onda, siendo la idea que cualquier diferencia en el desplazamiento al rojo gravitatorio de estos dos estados a distintas alturas sobre la superficie de la Tierra se manifestaría como un cambio en la fase relativa de los dos estados.

Enorme frecuencia

La ventaja en este enfoque es la frecuencia extremadamente alta de la onda de de Broglie de los átomos de cesio —algo así como 3×10²⁵ Hz—. Aunque a lo largo d elos 0,3 segundos de caída libre de las ondas de materia en la trayectoria superior experimentaron un lapso de apenas 2×10^-20 s más que las ondas de la trayectoria baja, la enorme frecuencia de la oscilación, combinada con la capacidad de medir diferencias de amplitud de sólo una parte en 1.000, significaron que los investigadores pudieron confirmar el desplazamiento al rojo con una precisión de 7×10^-9.

Como dice Müller, “si el tiempo de caída libre se extendiera a la edad del universo —14 000 millones de años— la diferencia temporal entre las rutas superior e inferior sería de apenas una milésima de segundo, y la precisión de la medida sería de 60 picosegundos, el tiempo que necesita la luz para viajar alrededor de un centímetro”.

Esta precisión extrema podría resultar útil para lograr que el Sistema de Posicionamiento Global sea más precsio. Como señala Müller, para determinar la posición de un objeto sobre el terreno con un error de un milímetro, el reloj atómico de los satélites GPS tendría que operar con una precisión de 10^-17, una cifra que de hecho se ha logrado recientemente en un reloj desarrollado en el Instituto Nacional de Estándares y Tecnología (NIST) de los Estados Unidos. Pero a la altura de los satélites de 20 000 kilómetros, estos relojes experimentan una aceleración del tiempo de aproximadamente una parte en 10¹⁰ a causa del desplazamiento al rojo gravitatorio. Recuperar la precisión de 10^-17 requeriría, por lo tanto, conocer el efecto de desplazamiento al rojo con una precisión de 10^-7.

Müller espera mejorar la precisión de las medidas de desplazamiento al rojo incrementando la distancia entre los dos estados de superposición de los átomos de cesio. La distancia lograda en la actual investigación era de apenas 0,1 milímetros, pero, según dice, incrementando esto a 1 metro debería ser posible detectar ondas gravitatorias, minúsculas ondulaciones en el tejido del espacio-tiempo predichas por la relatividad general de Einstein pero nunca antes observadas.

El trabajo se describe en Nature 463 926.

El autor de este artículo, Edwin Cartlidge, es un escritor de ciencia con base en Roma

Fuente: Physcics World

Vía AXXON

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Desenmascaran estrellas primitivas fuera de la Vía Láctea

Después de años escondiéndose con éxito, las estrellas más primitivas fuera de nuestra Vía Láctea han sido finalmente desenmascaradas. Nuevas observaciones realizadas con el Very Large Telescope de ESO, han servido para resolver un importante enigma astrofísico concerniente a las estrellas más antiguas de nuestro vecindario galáctico, algo que resulta crucial para la comprensión de las estrellas primitivas de nuestro Universo.

La galaxia enana Fornax. Crédito: ESO/Digitized Sky Survey 2

“En efecto, hemos encontrado un defecto en los métodos forenses usados hasta ahora”, dice Else Starkenburg, primer autor del artículo que presenta este estudio. “Nuestro enfoque mejorado nos permitió develar las estrellas primitivas ocultas en medio de las demás estrellas comunes”.

Se piensa que las estrellas primitivas se formaron del material forjado justo después del Big Bang, hace 13,7 mil millones de años. Normalmente tienen menos de una milésima parte de elementos más pesados que el hidrógeno y el helio que posee nuestro Sol, por lo que son conocidas como “estrellas extremadamente pobres en metales”. Pertenecen a una de las primeras generaciones de estrellas en el Universo cercano y resultan extremadamente escasas, siendo observadas principalmente en la Vía Láctea.

Los cosmólogos piensas que las grandes galaxias, como la Vía Láctea, se formaron de la fusión de galaxias más pequeñas. Las estrellas extremadamente pobres en metales o “primitivas” en nuestra Vía Láctea debieron estar ya presente en las galaxias enanas a partir de las cuales se formó, por lo que poblaciones similares deberían estar presentes en otras galaxias enanas. “Hasta ahora, la evidencia de esto ha sido escasa”, dice la coautora Giuseppina Battaglia. “Largos rastreos realizados en los últimos años siguen mostrando que la población de estrellas muy antiguas en la Vía Láctea no coincide con la de galaxias enanas, lo que no era esperable según los modelos cosmológicos”.

La abundancia de elementos se mide a través de espectros, los que entregan las huellas químicas de las estrellas. El Equipo de Abundancia y Velocidades-radiales de galaxias Enanas usó el instrumento FLAMES del Very Large Telescope de ESO para medir el espectro de unas dos mil estrellas gigantes individuales en cuatro de nuestro vecinos, las galaxias enanas Fornax, Sculptor, Sextans y Carina. Debido a que las galaxias enanas están normalmente a 300 mil años-luz de distancia, lo que equivale a tres veces el tamaño de nuestra Vía Láctea, sólo los rasgos intensos del espectro pueden ser medidos, mostrando una vaga y difusa huella. El quipo descubrió que ninguna de la larga colección de huellas químicas efectivamente pertenecía a la clase que estaban buscando, las escasas estrellas extremadamente pobres en metales de la Vía Láctea.

El equipo de astrónomos que acompaña a Starkenburg ha arrojado nueva luz sobre el problema de comparar cuidadosamente espectros a través de modelos computacionales. Encontraron que sólo sutiles diferencias distinguen la huella química de una estrella normal pobre en metales de una extremadamente pobre en metales, lo que explicaría por qué los métodos previos no lograban hacer la identificación.

Los astrónomos también confirmaron el casi prístino estado de numerosas estrellas extremadamente pobres en metales, gracias al espectro aún más detallado obtenido con el instrumento UVES del Very Large Telescope de ESO. “Comparado con las vagas huellas que habíamos obtenido antes, esto es como si hubiéramos mirado las huellas a través de un microscopio”, explica la integrante del equipo Vanessa Hill. “Lamentablemente, sólo un pequeño número de estrellas pueden ser observadas de esta manera debido al enorme tiempo que consume”.

“Entre las nuevas estrellas extremadamente pobres en metales descubiertas en estas galaxias enanas, tres poseen una cantidad relativa de elementos químicos pesados que va desde 1/3000 a 1/10000 de lo observado en nuestro Sol, incluyendo el récord de la estrella más primitiva encontrada hasta ahora fuera de nuestra Vía Láctea”, dice el miembro del equipo Martin Tafelmeyer.

“Nuestro trabajo no sólo ha develado algunas de las interesantes primeras estrellas en estas galaxias, sino que también ha entregado una nueva y poderosa técnica para descubrir más estrellas de este tipo”, concluye Starkenburg. “Desde ahora ya no hay lugar para esconderse”.

Más información

Esta investigación fue presentada en un artículo que aparece en la revista Astronomy and Astrophysics (“The NIR Ca II triplet at low metallicity” , E. Starkenburg et al.).

Links
Artículo científico

Fuente original: ESO

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La Conquista del Espacio: 17 Mantenimiento espacial

La Estación Espacial Mir ha sido un puerto de escala para muchos de los viajes al espacio de las grandes superpotencias, ofreciendo a países como Siria, Afganistán y Francia la posibilidad de entrenar a sus cosmonautas para largas estancias en órbita. Por otro lado, la NASA lanzó el Discovery en septiembre de 1988, devolviendo a Estados Unidos al espacio por primera vez desde la tragedia del lanzamiento del Challenger en 1986. Una de las misiones más emocionantes fue la colocación en órbita del Telescopio Espacial Hubble en abril de 1990, hasta que se descubrió un fallo en uno de los espejos, por lo que el telescopio quedó virtualmente inservible.

Mantenimiento espacial

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Descubierto el planeta extrasolar más joven

Los astrónomos de la Universidad de Hertfordshire, la Dra. María Cruz Gálvez-Ortiz y el Dr. John Barnes, son parte de una colaboración internacional que ha descubierto el planeta extrasolar más joven alrededor de una estrella de tipo solar, conocido como BD+20 1790b.

El planeta gigante, de seis veces la masa de Júpiter, tiene sólo 35 millones de años. Orbita una joven estrella central activa a una distancia más cerca de lo que Mercurio orbita del Sol. Normalmente se excluye a las estrellas jóvenes de las búsquedas de planetas debido a que tienen intensos campos magnéticos que generan una variedad de fenómenos conocidos colectivamente como actividad estelar, incluyendo llamaradas y manchas. Esta actividad puede imitar la presencia de una compañera y por tanto puede hacer que sea extremadamente difícil desentrelazar las señales de planetas y actividad.

La Dra. María Cruz Gálvez-Ortiz, describiendo cómo se descubrió el planeta, dijo: “El planeta se detectó mediante la búsqueda de variaciones muy pequeñas en la velocidad de la estrella madre, causadas por el tirón gravitatorio del planeta cuando la orbita – la conocida como “técnica de bamboleo Doppler”. Superar la interferencia provocada por la actividad fue un gran reto para el equipo, pero con suficientes datos procedentes de un conjunto de grandes telescopios, se reveló la firma del planeta”.

Actualmente hay una severa falta de conocimiento de las primeras etapas de la evolución planetaria. La mayor parte de estudios de búsqueda de planetas tienden a tener como objetivo estrellas mucho más viejas, con edades por encima de los mil millones de años. Sólo se conocía anteriormente un planeta joven, con una edad de 100 millones de años. No obstante, con sólo 35 millones de años, BD+20 1790b es aproximadamente tres veces más joven. La detección de planetas jóvenes permitirá probar los escenarios de formación e investigar las primeras etapas de evolución planetaria.

BD+20 1790b se descubrió usando observaciones realizadas con distintos telescopios, incluyendo el Observatorio de Calar Alto (Almería, España) y el Observatorio de Roque de los Muchachos (La Palma, España) a lo largo de cinco años. El equipo del descubrimiento es una colaboración internacional que incluye a: M.M. Hernán Obispo, E. De Castro y M. Cornide (Universidad Complutense de Madrid, España), M.C. Gálvez-Ortiz y J.R. Barnes, (Universidad de Hertfordshire, Reino Unido), G. Anglada-Escudé (Institución Carnegie de Washington, Estados Unidos) y S.R. Kane (Instituto de Exoplanetas de la NASA en Caltech, Estados Unidos). El descubrimiento se ha publicado recientemente en la revista Astronomy & Astrophysics.

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Fecha Original: 18 de febrero de 2010
Enlace Original

Vía Ciencia Kanija

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Meteorito contiene miles de compuestos orgánicos distintos

El nuevo análisis del famoso meteorito Murchison que se estrelló en Australia hace 40 años muestra que esta roca contiene millones de compuestos orgánicos no identificados anteriormente. Los investigadores dicen que el meteorito, que tiene más de 4.650 millones de edad, y que probablemente sea más antiguo que nuestro Sol. El meteorito aporta evidencias de que en sistema solar primitivo hubo una diversidad molecular superior a la de la Tierra, y que puede dar claves sobre los orígenes de la vida en nuestro planeta.

Una muestra de meteorito Murchison, en el Museo Nacional de Historia Natural en Washington DC.

Philippe Schmitt-Kopplin del Instituto de Ecológica Química en Neuherberg, Alemania y sus colegas, examinaron este meteorito rico en carbono mediante espectroscopia de alta resolución estructural. Los investigadores descubrieron señales que corresponden a más de 14.000 composiciones elementales distintas, incluyendo 70 aminoácidos en una muestra del meteorito.

Par de granos del meteorito de Murchison.

Schmitt-Kopplin explicó que, dada la forma en que las moléculas orgánicas con la misma composición se pueden estructrar espacialmente, el meteorito debe contener varios millones de compuestos químicos orgánicos distintos.

El meteorito Murchison cayó cerca de una ciudad del mismo nombre en 1969. Los testigos vieron una bola de fuego brillante, el meteorito que se dividió en tres fragmentos, antes de desaparecer, dejando una nube de humo. Alrededor de 30 segundos después, se escuchó un temblor. Se encontraron muchas muestras en un superficie mayor a 13 km cuadrados, con masas individuales de hasta 7 kg, uno de ellos, uno de 680 g, atravesó el tejado del granero y cayó en el heno. La masa total recogida excede los 100 kg.

Los primeros análisis de esta roca revelaron la presencia de una mezcla compleja de sustancias químicas orgánicas grandes y pequeñas.

El meteoro probablemente atravesó las nubes primordiales en los principios del sistema solar, acumulando compuestos orgánicos. Los autores del trabajo sugieren que trazar la secuencia de moléculas orgánicas en el meteorito puede permitir crear una línea de tiempo de la formación y alteración de las moléculas dentro de él.

Los resultados del estudio de meteoritos se publican en Proceedings of the National Academy of Sciences.

Fuente original
Publicado en Odisea cósmica

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Unión de galaxias

Las galaxias son gregarias. Existen en cúmulos que al invadirse unos a otros interactúan gravitacionalmente. Las fusiones de galaxias son bastante comunes, como las bien conocidas y hermosas Galaxias Antena. Las colas de marea producidas a medida que las galaxias pasan unas a través de las otras, y la pulverización con estrellas y material estelar, proporcionan una clara evidencia de la interacción gravitacional.

El cuásar binario llamado SDSS J1254 +0846, detectado inicialmente en el Sloan Digital Sky Survey. Crédito: X-ray (NASA/CXC/SAO/P. Green et al.), Optical (Carnegie Obs./Magellan/W.Baade Telescope/J.S.Mulchaey et al.)

En el universo temprano, cuando las galaxias estaban mucho más juntas, la fusión de galaxias debería haber sido mucho más común. Dado que la mayoría, si no todas las galaxias, albergan agujeros negros supermasivos en su centro, la fusión de galaxias debería conducir a la posible fusión y crecimiento de los agujeros negros supermasivos centrales.

Los astrónomos que han visto pruebas de agujeros negros binarios sugieren que este proceso efectivamente tiene lugar. Sin embargo, nuevas observaciones con el Observatorio de rayos X Chandra, y el telescopio Baade-Magallanes de 6,5 metros, en el observatorio de Las Campanas, en Chile, han proporcionado las mejores pruebas hasta la fecha de la presencia de agujeros negros binarios en la fusión de galaxias.

La imagen de arriba es es una composición de rayos X y óptica de un cuásar binario llamado SDSS J1254 +0846, desde que se detectó inicialmente en el Sloan Digital Sky Survey, SDSS (Relevamiento Digital Sloan del Cielo). Este objeto es un cuásar, ya que alberga dos agujeros negros que se alimentan vorazmente de los gases interestelares (¿y de estrellas y sistemas planetarios?) en sus vecindarios. La imagen de Chandra, en azul-blanco, muestra claramente una fuerte emisión de rayos X que se generan por los dos agujeros negros. Una observación mediante seguimiento profundo por el telescopio Baade-Magallanes muestra dos colas de marea, una prueba positiva de que estos cuásares binarios existen en dos galaxias que se fusionan. En un futuro lejano los dos agujeros negros supermasivos pueden moverse en espiral juntos, produciendo una enorme explosión de radiación gravitatoria

Sobre las galaxias Antena, la perfecta colisión

Una nítida imagen de las galaxias Antena, un par de galaxias en fusión. Durante el curso de la colisión, se formaron miles de millones de estrellas. Las más brillantes y más compactas de estas regiones de nacimiento de estrellas se llaman supercúmulos de estrellas. Crédito: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration.

Las dos galaxias espirales comenzaron a interactuar hace unos pocos cientos de millones de años, haciendo de las Galaxias Antena uno de los ejemplos más cercanos y más jovenes de un par de galaxias en colisión. Casi la mitad de los objetos tenues en la imagen de las Galaxias Antena son jóvenes cúmulos que contienen decenas de miles de estrellas. Las manchas de color naranja a la izquierda y derecha del centro de la imagen son los dos núcleos de las galaxias originales y consisten principalmente de viejas estrellas entrecruzadas por filamentos de polvo, que aparece de color café en la imagen. Las dos galaxias están salpicadas de brillantes regiones de formación estrellas azules rodeadas de gas hidrógeno brillante, que aparece en la imagen en color rosa.

La nueva imagen permite a los astrónomos distinguir mejor entre las estrellas y los supercúmulos de estrellas creados en la colisión de dos galaxias espirales. Por la edad atribuida a los cúmulos de la imagen, los astrónomos encuentran que sólo un 10 por ciento de los super cúmulos de estrellas recién formados en las Antenas sobrevivirá más allá de los primeros 10 millones de años. La gran mayoría de los supercúmulos de estrellas formados durante esta interacción se dispersarán, con las estrellas individuales pasando a formar parte del fondo liso de la galaxia. Sin embargo, se cree que alrededor de un centenar de los grupos más masivos sobrevivirán para formar cúmulos globulares regulares, similares a los cúmulos globulares encontrados en nuestra galaxia, la Vía Láctea. Las galaxias Antena toman su nombre de los largos brazos como "antenas" que se extienden a lo lejos de los núcleos de las dos galaxias, los mejores vistos por los telescopios en tierra. Estas colas "de marea" se formaron durante el encuentro inicial de las galaxias hace entre 200 y 300 millones de años. Ellas nos dan un adelanto de lo que puede pasar cuando nuestra Vía Láctea colisione con la galaxia vecina de Andrómeda dentro de varios miles de millones de años.

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Fuente:
• Togetherness (High Energy Astrophysics Science Archive Research Center, HEASARC; NASA)
• Antennae Galaxies (Image of the Day Gallery, NASA)

Vía Universo a la Vista

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Agujero negro usado como mirilla

El estiramiento de la luz estelar cerca del agujero negro central de la Vía Láctea podría proporcionar una nueva ventana a las dimensiones extra.

Los agujeros negros han sido antes propuestos como potenciales mirillas extradimensionales. La gravedad es sorprendentemente débil a escalas macroscópicas, especialmente comparada con otras fuerzas fundamentales, y algunos físicos creen que la gravedad podría estar filtrándose desde el mundo tridimensional que habitan los humanos a las dimensiones extra no observadas. Las observaciones de los agujeros engros podrían ayudar (SN: 9/26/09, p. 22): Los agujeros negros menguantes podrían estar evaporándose en otras dimensiones, y cualquier diminuto agujero negro que pudiera producirse en el Gran Colisionador de Hadrones sería el resultado de una gravedad extra-fuerte a escalas de longitud micrométricas, lo que significaría que la relativa debilidad de la gravedad puede ser achacada a las dimensiones extra.

Esas pruebas dependen de agujeros negros cuya masa varía de muchas veces la masa del Sol a muchas veces menos la del núcleo atómico. Pero una nueva técnica propuesta el 14 de febrero en la reunión de la Sociedad Física Americana en Washington haría uso del objeto más masivo de la Vía Láctea: el agujero negro supermasivo del centro galáctico.

Con un peso de unas 4 millones de masas solares, ese agujero negro ejerce un tirón gravitatorio lo bastante grande para curvar la luz de las estrellas que orbitan cerca del mismo para que los observadores de la Tierra vean un fenómeno conocido como lente gravitatoria.

“Un potencial gravitatorio… hace varias cosas en la luz”, dice el estudiante graduado Amitai Bin-Nun de la Universidad de Pennsylvania. “Puede dividir la luz en múltiples imágenes, puede distorsionar dichas imágenes, y, lo más importante, esas imágenes pueden ser más o menos brillantes que la luz procedente de la fuente original”.

Bin-Nun eligió una estrella concreta cuya órbita la lleva lo bastante cerca del agujero negro supermasivo para distorsionar su luz. Llevó a cabo simulaciones de cómo cambiaría su brillo a lo largo de los próximos 10 años, suponiendo dos formas distintas de espacio-tiempo alrededor del agujero negro: una predicha por un universo de 4 dimensiones (tres espaciales y una temporal), y una que incluye los efectos de una quinta dimensión.

“Ésta es una prueba de qué aspecto tiene la gravedad alrededor de un agujero negro”, comenta.

Las simulaciones demostraron que en el pico de brillo de la estrella, que se alcanzará en 2018, la estrella será un 1,5 porciento más brillante si el universo tiene cuatro dimensiones en lugar de cinco.

Desafortunadamente, en cualquier caso la estrella sería demasiado tenue para ser observada por la mayor parte de los telescopios terrestres. “Esto es un reto observacional”, dice Bin-Nun, lo que puede quedarse algo corto. “Pero aún así es un resultado estadística y científicamente significativo”. Señala que un telescopio conocido como MICADO que está propuso para entrar en servicio la próxima década, debería ser capaz de detectar la estrella, y otras estrellas que no han sido descubiertas podrían ser mejores candidatas.

Si se observa tal diferencia de brillo, sería “increíblemente importante”, comenta Tom Murphy de la Universidad de California en San Diego. “Llega hasta la misma naturaleza del espacio y el tiempo”, Pero es escéptico sobre que tales observaciones sean posibles. “No es una prueba útil si no puede realizarse”, dice.

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Autor: Lisa Grossman
Fecha Original: 15 de febrero de 2010
Enlace Original

Vía Ciencia Kanija

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La Estación Espacial Internacional ya tiene una nueva habitación: El Nodo-3

Casi dos años después del lanzamiento del laboratorio Columbus a la Estación Espacial Internacional, el módulo de alta tecnología “Nodo-3” - también construido en Europa - se acopló a la ISS el pasado jueves por la mañana.

Esta nueva habitación con vistas – ya que dispone de la mayor ventana jamás lanzada al Espacio – aportará a los astronautas mejores sistemas de soporte de vida, más instalaciones para realizar ejercicio físico y una mejor vista del espacio para controlar el exterior de la Estación, observar la Tierra y relajarse.

Tras llegar a la Estación Espacial Internacional (ISS) el pasado miércoles por la mañana, los astronautas Nicholas Patrick y Robert Behnken abrieron la escotilla de la esclusa Quest a las 03:17 CET (02:17 UT) de la madrugada del jueves para comenzar su paseo espacial. Avanzaron hasta la bodega de carga del Trasbordador Espacial para soltar las fijaciones del conjunto formado por el Nodo-3 y la Cúpula y, tras retirar la cubierta que protegía el puerto de atraque del Nodo-3 y desconectar los cables que alimentaban los calentadores que mantuvieron la temperatura del Nodo durante su viaje a bordo del Trasbordador, se envió una señal desde el interior del Shuttle para abrir las sujeciones que mantenían el Nodo en su sitio. 

El Nodo-3 y la Cúpula en la bodega de carga del Endeavour

(Pulsar sobre las imágenes para ampliarlas)

A continuación, el Nodo-3 fue guiado con ayuda del brazo robótico desde la bodega de carga del Trasbordador hasta su posición final, en la cara izquierda del Nodo-1. El Nodo-3 se unió oficialmente a la ISS a las 7:20 CET tras fijarlo al Nodo-1 con tornillos automáticos. Finalmente, los astronautas procedieron a conectar los cables de aviónica y potencia eléctrica en su exterior.

Desde el interior de la Estación se presurizó el espacio entre las escotillas del Nodo-1 y del Nodo-3 y, tras comprobar que no había pérdidas, se abrió la escotilla del Nodo-1. Los astronautas accedieron finalmente al interior del nuevo módulo el sábado por la mañana.

Fuente: ESA Spain

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Descifrando la rotación de un agujero negro

La rotación retrógrada de agujeros negros supermasivos puede crear jets que controlen la evolución de la galaxia.

Diseminados por todas las galaxias están los agujeros negros, regiones que engullen materia y energía. Aunque no se los puede ver, los científicos pueden inferir su tamaño, localización y otras propiedades usando telescopios sensibles al calor que ellos generan. Este calor, el cual se ve en rayos X, lo produce la materia a medida que cae en espiral alrededor del agujero negro, cada vez más rápido, hasta que alcanza un punto de no retorno – el “horizonte de eventos” – del cual nada, ni siquiera la luz, puede escapar.

ESO/ WFI (óptica); MPIfR/ ESO/ APEX/ A.Weiss et al. (sub-mm); NASA/ CXC/ CfA/ R.Kraft et al. (rayos X)

Además de la colección de agujeros negros de una galaxia, la cual incluye agujeros negros de más de diez veces la masa del Sol, hay un agujero negro supermasivo incrustado en el corazón de cada galaxia que tiene aproximadamente de un millón a miles de millones de veces la masa del Sol. Alrededor del 10% de estos agujeros negros gigantes presentan jets de plasma, o gas altamente ionizado, que se extiende en direcciones opuestas al agujero negro. Arrojando enormes cantidades de mayormente energía cinética, o energía creada por el movimiento, desde los agujeros negros hacia el Universo, los jets afectan la formación de estrellas y otros cuerpos, y juegan un rol crucial en la evolución de los cúmulos de galaxias, las  más grandes estructuras del Universo.

“Este agujero negro en el centro del cúmulo está afectando todo en ese cúmulo”, dijo Dan Evans, investigador posdoctoral en el Instituto de Astrofísica e Investigación Espacial Kavli (MKI), del Instituto Tecnológico de Massachussets (MIT), que estudia los agujeros negros supermasivos y sus jets. Debido a que el jet calienta, poco a poco, el gas que se transmite a través del cúmulo de galaxias, puede retrasar e incluso evitar la formación de estrellas, las cuales se crean por condensación y colapso de gas molecular frío, afectando así el crecimiento de galaxias, explicó Evans. “Sin estos jets, los cúmulos de galaxias se verían diferentes”.

Cómo se forman estos jets es uno de los más importantes misterios sin resolver que quedan en astrofísica. Ahora Evans puede estar un paso más cerca de descubrir ese misterio.

La importancia de la rotación

Durante dos años, Evans estuvo comparando varias docenas de galaxias cuyos agujeros negros alojaban poderosos jets (estas galaxias se conocen como núcleos activos de galaxias en radio, o AGN) con aquellas galaxias con agujeros negros supermasivos que no expelen jets. Todos los agujeros negros – aquéllos con y sin jets – presentan discos de acreción, acumulaciones de polvo y gas en rotación justo fuera del horizonte de eventos. Examinando la luz reflejada en el disco de acreción del agujero negro de un AGN, concluyó que los jets se forman justo afuera de los agujeros negros que tienen una rotación retrógrada – o cuya rotación está en dirección opuesta a la del disco de acreción. Aunque Evans y un colega hipotetizaron recientemente que los efectos gravitacionales de la rotación del agujero negro pueden tener algo que ver con el por qué algunos tienen jets, Evans tiene ahora resultados observacionales para sostener la teoría en un artículo publicado en la edición del 10 de febrero de 2010 del Astrophysical Journal.

Mientras que los investigadores saben que la masa de un agujero negro está íntimamente relacionada con la galaxia en la cual está localizado, ellos saben poco, hasta ahora, acerca del rol de su segunda propiedad fundamental: la rotación. Con este artículo, Evans afirma que la rotación es crucial para entender la dinámica de una galaxia que aloja un agujero negro debido a que puede realmente crear el jet que regula el crecimiento de esa galaxia y del Universo.

“Es la primera galaxia convincente de este tipo vista en este ángulo donde el resultado es bastante robusto”, dijo Patrick Ogle, científico investigador asistente en el Instituto Tecnológico de California (Caltech), quien estudia AGNs. Ogle cree que la teoría de Evans respecto a la rotación retrógrada es prácticamente la mejor explicación que ha oído del por qué algunos AGN contienen un agujero negro supermasivo con un jet y otros no.

Aunque Evans sospechó durante casi cinco años que los agujeros negros retrógrados con jets estaban perdiendo la porción más interna de su disco de acreción, no fue hasta los últimos años en que los avances computacionales significaron que podría analizar datos recogidos entre finales de 2007 y principios de 2008, por el observatorio Suzaku, un satélite japonés lanzado en 2005, con colaboración de la NASA, para proveer un ejemplo que soporte la teoría. Con estos datos, Evans y colegas del Centro de Astrofísica Harvard – Smithsoniano (CfA), de la Universidad Yale, de la Universidad Keele y de la Universidad de Hertfordshire (Reino Unido), analizaron el espectro de un agujero negro supermasivo con un jet situado a 800 millones de años luz de distancia, en un AGN llamado 3C 33.

Los astrofísicos pueden ver las señales de la emisión de rayos X provenientes de las regiones internas del disco de acreción, el cual está situado cerca del borde un agujero negro, como resultado de un anillo atmosférico super caliente llamado corona, situado encima del disco y que emite luz que un observatorio como Suzaku puede detectar. Además de esta luz directa, una fracción de la luz pasa debajo de la corona sobre el disco de acreción del agujero negro y es reflejada por la superficie del disco, resultando en un patrón de señal espectral, llamado efecto Compton, también detectado por Suzaku.

Pero el equipo de Evans nunca encontró un efecto Compton en la emisión de rayos X de 3C 33, un descubrimiento que los investigadores creen provee una evidencia crucial que el disco de acreción de un agujero negro con un jet está truncado, lo que significa que éste no se extiende tan cerca del centro en un agujero negro con jet, como en un agujero negro sin jet. La ausencia de esta porción más interna del disco significa que nada puede reflejar la luz desde la corona, lo cual explica por qué los observadores sólo ven un espectro directo en luz de rayos X.

Los investigadores creen que la ausencia puede provenir de la rotación retrógrada, la cual empuja hacia afuera la órbita de la porción más interna del disco de acreción como resultado de la relatividad general, o de la atracción gravitacional entre masas. Esta ausencia crea un hueco entre el disco y el centro del agujero negro que conduce al amontonamiento de campos magnéticos que proveen la fuerza para alimentar al jet.

Aunque Ogle cree que la teoría de la rotación retrógrada es una buena explicación para las observaciones de Evans, dijo que está lejos de ser confirmada, y que tomará más ejemplos con resultados consistentes para convencer a la comunidad astrofísica.

El campo de investigación se expandirá en agosto de 2011 con el lanzamiento programado del satélite NuStar (conjunto de telescopios espectroscópico nuclear) de la NASA, el cual es de 10 a 50 veces más sensible al espectro y al efecto Compton que la tecnología actual. NuSTAR ayudará a los investigadores a dirigir un “gigantesco censo” de agujeros negros supermasivos que “revolucionará absolutamente la manera de mirar al espectro de rayos X de los AGN”, explicó Evans. Él planea pasar otros dos años comparando agujeros negros con y sin jets, esperando aprender más acerca de las propiedades de los AGN. Su objetivo, para la próxima década, es determinar cómo evoluciona en el tiempo la rotación de un agujero negro supermasivo.

Más información en: http://web.mit.edu/

Vía El Mensajero de los Astros

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La misión Firefly estudiará los destellos de rayos gamma terrestres

Las explosiones de rayos gamma de alta energía generalmente ocurren en la lejanía del espacio exterior, tal vez cerca de los agujeros negros o de otros fenómenos cósmicos de alta energía. Así que imagine la sorpresa de los científicos, a mediados de la década de 1990, cuando encontraron estos poderosos destellos de rayos gamma que provenían de nuestra propia Tierra, del cielo justo arriba de nosotros.

Concepto artístico de los DRGT. Crédito: NASA/Robert Kilgore [Más información]

Se los llama Destellos de Rayos Gamma Terrestres o DRGT, por su sigla en idioma español (TGF, por su sigla en idioma inglés), y se conoce muy poco sobre ellos. Al parecer, tienen cierta conexión con los relámpagos, pero los Destellos de Rayos Gamma Terrestres en sí son algo totalmente diferente.

"De hecho", dice Doug Rowland, del Centro Goddard para Vuelos Espaciales, de la NASA, "antes de los '90 nadie sabía siquiera que existían. Y, sin embargo, son los aceleradores de partículas más potentes que hay en la Tierra".

Las partículas individuales de los DRGT adquieren una enorme cantidad de energía, algunas veces el exceso llega a ser de hasta 20 mega electronvoltios (MeV). En contraste, las coloridas auroras boreales que iluminan los cielos de las altas latitudes son producidas por partículas con una energía menor que una milésima de dicha energía.

En este momento, hay más preguntas sobre los DRGT que respuestas. ¿Qué es lo que causa estos destellos de alta energía? ¿Acaso los DRGT ayudan a provocar los relámpagos, o son los relámpagos los que provocan los DRGT? ¿Podrían ser éstos responsables de algunas de las partículas de alta energía en los cinturones de radiación de Van Allen, las cuales pueden causar daños a los satélites?

Para investigar esto, Rowland y sus colegas en el GSFC, en la Universidad Siena, en la Asociación de Universidades de Investigación Espacial y en el Instituto Hawk de Ciencias del Espacio están planeando enviar, en 2010 o 2011, un pequeño satélite, del tamaño de un balón de fútbol, llamado Firefly (Luciérnaga, en idioma español). Debido a su pequeño tamaño, Firefly costará menos de 1 millón de dólares (cerca de 100 veces más barato de lo que cuestan normalmente las misiones de satélites). Parte del ahorro en su costo se debe a que Firefly será lanzado de acuerdo con lo dispuesto por el programa CubeSat, de la Fundación Nacional de Ciencia (National Science Foundation, en idioma inglés), en virtud del cual se envían pequeños satélites como "polizones" a bordo de cohetes que transportan satélites más grandes hacia el espacio, en lugar de llevar a cabo lanzamientos de cohetes especialmente realizados para ellos.

Concepto artístico de Firefly en su búsqueda de DRGTs por encima de una tormenta. Firefly realizará mediciones simultáneas de electrones energéticos, de rayos gamma y de las huellas en óptico y de radio de las descargas eléctricas. [Más información]

Si llega a tener éxito, Firefly enviará de regreso las primeras mediciones simultáneas de DRGTs y relámpagos. La mayoría de lo que se sabe sobre los DRGT hasta la fecha ha sido a través de misiones dedicadas a observar rayos gamma que provienen del espacio profundo, tales como el Observatorio Compton de Rayos Gamma, de la NASA, el cual descubrió los DRGT en 1994. Mientras contemplaba el espacio exterior, Compton alcanzó a vislumbrar rayos gamma con el rabo del ojo, por así decirlo. Los poderosos destellos venían (¡sorpresa!) de la atmósfera de la Tierra.

Datos posteriores proporcionados por Compton y otros telescopios espaciales han ofrecido un esquema tentadoramente incompleto de cómo ocurren los DRGT:

En el cielo, por encima de alguna tormenta eléctrica, los poderosos campos eléctricos generados por dicha tormenta se extienden hacia arriba por varios kilómetros en la atmósfera superior. Estos campos eléctricos aceleran a los electrones libres, llevándolos a velocidades muy cercanas a la de la luz. Cuando estos electrones ultra rápidos colisionan con las moléculas del aire, se liberan rayos gamma de alta energía y también más electrones, formándose de este modo una cascada de colisiones y tal vez más DRGTs.

A simple vista, un DRGT probablemente no parecería ser mucho. A diferencia de los relámpagos, la mayor parte de la energía de los DRGT se libera en forma de rayos gamma invisibles, no en forma de luz visible. Estos no producen explosiones coloridas o luces como otros fenómenos relacionados con los relámpagos. Sin embargo, estas erupciones invisibles podrían explicar por qué ocurren los brillantes rayos.

Un viejo misterio sobre los relámpagos es cómo se inicia un rayo de tormenta. Los científicos saben que la turbulencia dentro de las nubes separa las cargas eléctricas, generando de este modo enormes voltajes. Pero el voltaje necesario para ionizar al aire y generar una chispa es aproximadamente 10 veces mayor que el voltaje que generalmente se encuentra dentro de las nubes de las tormentas.

"Sabemos cómo se cargan las nubes", afirma Rowland, "lo que no sabemos es cómo se descargan. Y ese es el misterio".

Los DRGT podrían proporcionar dicha chispa. Al generar un repentino flujo de electrones, los DRGT podrían ayudar a que se generen los rayos, sugiere Rowland. "Tal vez este fenómeno es la razón por la que tenemos relámpagos", comenta.

Si esto es así, debería haber más DRGTs por día de los que actualmente conocemos. Las observaciones llevadas a cabo por Compton y otros telescopios espaciales indican que podría haber menos de 100 DRGTs en el mundo cada día. Los rayos se producen millones de veces al día en el mundo. La diferencia es grande.

Pero, una vez más, Compton y los otros telescopios espaciales anteriores a Firefly en verdad no estaban buscando directamente los DRGT. Así que tal vez no es soprendente que no hayan encontrado muchos. Firefly buscará específicamente destellos de rayos gamma que provienen de nuestra atmósfera, no del espacio, llevando a cabo así la primera búsqueda enfocada a la actividad de los DRGT. Los sensores de Firefly serán capaces incluso de detectar los destellos que son generalmente oscurecidos por el aire intermedio, el cual absorbe de manera eficiente los rayos gamma (lo que protege a la gente sobre la superficie de la Tierra de la energía de estos destellos). La búsqueda que realizará Firefly proporcionará a los científicos una mejor estimación de la cantidad de DRGTs en todo el mundo y ayudará a determinar si su relación con los relámpagos es real.

Firefly --Portal de la misión (NASA)

Fuente: Ciencia@NASA

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El universo mecánico 18 – Ondas

Las perturbaciones del medio en la naturaleza. Con un análisis del movimiento armónico simple y un toque de genialidad, Newton extendió la mecánica a la propagación del sonido. Objetivos pedagógicos: Diferenciar entre ondas transversales y ondas longitudinales. Interpretar las relaciones entre velocidad, período, frecuencia, longitud de onda y frecuencia angular referidas a una onda armónica. Reconocer la dependencia entre velocidad y la longitud de una onda, en el caso de ondas que se transmiten por el agua, superficial o profundamente. Analizar porqué Newton no se sintió satisfecho con su cálculo de la velocidad del sonido.

Ondas

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Sistema Solar: Asteroides

Novena entrega de la serie Lunas y Planetas del Sistema Solar, que trata sobre los asteroides.

Información general

Los asteroides son fragmentos rocosos, restos de la formación del sistema solar hace unos 4.600 millones de años. La mayoría de esos fragmentos de antiguos escombros espaciales, algunas veces denominados planetas menores por los científicos, pueden hallarse orbitando el Sol en un cinturón entre Marte y Júpiter. Esta región en nuestro Sistema Solar, llamada Cinturón de Asteroides o Cinturón Principal, probablemente contiene millones de asteroides que varían enormemente en tamaño, desde Ceres, que con sus 940 km de diámetro tiene aproximadamente un cuarto del diámetro de nuestra luna, a cuerpos con menos de 1 km de ancho. Existen más de 90.000 asteroides contabilizados.

El asteroide 951 Gaspra fotografiado por la nave Galileo en 1991

Como los asteroides giran alrededor del Sol en órbitas elípticas, la gravedad del gigante Júpiter y encuentros ocasionales con Marte o con otro asteroide cambian sus órbitas, sacándolos del Cinturón Principal y lanzándolos al espacio a través de las órbitas de los planetas. Por ejemplo, Deimos y Fobos pueden ser asteroides capturados. Los científicos piensan que asteroides extraviados o fragmentos de asteroides han impactado en la Tierra en el pasado, jugando un papel importante, tanto alterando la historia geólogica de nuestro planeta, cómo en la evolución de la vida en él. La extinción de los dinosaurios hace 65 millones de años se ha relacionado con un impacto devastador cerca de la península del Yucatán en México.

Los asteroides fueron observados por primera vez con telescopios a principios de 1800, y en 1802, el astrónomo William Herschel utilizó por primera vez la palabra asteroide, que significa "como una estrella" en griego, para describir estos objetos celestes. La mayoría de lo que hemos aprendido acerca de los asteroides en los últimos 200 años se ha derivado de las observaciones con telescopios. Los telescopios terrestres se usan para vigilar asteroides que orbitan cerca de la Tierra , no sólo para detectar nuevos o hacer seguimiento de ellos, sino además para vigilar cualquier asteroide que podría colisionar con la Tierra en el futuro. Los científicos definen como asteroides cercanos a la Tierra (Near Earth Asteroids, o NEAs) a aquellos cuyas órbitas nunca los llevan más lejos de 195 millones de kilómetros respecto al Sol.

En las últimas décadas, los astrónomos han utilizado instrumentos llamados espectroscopios para determinar la composición química y mineral de los asteroides analizando la luz reflejada hacia fuera de sus superficies. Los científicos también examinan meteoritos -los restos de cometas o asteroides que se pueden encontrar en la Tierra - en busca de claves sobre el origen de estos cuerpos. Aproximadamente las tres cuartas partes de los asteroides son extremadamente oscuros y son similares a los meteoritos ricos en carbono llamados Condritas carbonáceas (tipo C). Cerca de un sexto de los asteroides son rojizos, cuerpos ferrosos (tipo S).

En 1997, los instrumentos en el Telescopio Espacial Hubble cartografiaron Vesta, uno de los mayores asteroides, y encontraron un cráter enorme formado hace unos mil millones de años. Es interesante que siendo Vesta de un tipo poco común de asteroide se hayan encontrado en la Tierra meteoritos con la misma composición. ¿Podrían ser éstos restos de la colisión que creó el cráter gigante de Vesta?

La nave Galileo de la NASA fue la primera en observar un asteroide de cerca, sobrevolando los asteroides del cinturón principal Gaspra e Ida en 1991 y 1993, respectivamente. Gaspra e Ida se mostraron como objetos de perfil irregular, casi como patatas, marcados con cráteres y fracturas, de 19 y 52 km de longitud respectivamente. Galileo también descubrió que Ida tenía su propia luna, Dactyl, un diminuto cuerpo en órbita alrededor del asteroide que podía ser un fragmento procedente de una colisión pasada.

La misión "Cita con un Asteroide Cercano a la Tierra" (Near-Earth Asteroid Rendezvous, NEAR) fue la primera misión científica dedicada a un asteroide. La nave Shoemaker de NEAR alcanzó al asteroide Eros en febrero del 2000 y lo orbitó durante un año estudiando su superficie, órbita, masa, composición y campo magnético. En febrero de 2001, los controladores de la misión guiaron la nave hacia el primer aterrizaje en un asteroide.

Lunas

Así como el astrónomo del siglo XVII Galileo Galilei fue el primero en ver lunas alrededor de otro planeta, la nave del siglo XX nombrada en su honor fue la primera en descubrir una luna orbitando un asteroide.

Ida y su luna Dactyl

La mayoría de los científicos había imaginado a los asteroides como montañas aisladas o pilas de rocas tambaleándose solitarias por el espacio. Pero entonces la nave de la NASA Galileo, en su ruta hacia Júpiter en 1993, voló al lado del asteroide de 19 millas llamado Ida y descubrió que tenía su propia pequeña luna. Sólo de una milla de longitud, la luna se denominó Dactyl. Ida y Dactyl fueron el primer asteroide "binario" (o doble) descrito.

Fue seis años después cuando se descubrió otro sistema asteroide-luna, pero a esto siguió una pequeña avalancha de descubrimientos:

• En 1999, utilizando telescopios terrestres, los astrónomos encontraron que le asteroide Eugenia, de 135 millas de ancho, tenía una luna de 8 millas de diámetro, a la que llamaron Petit-Prince.
• En el 2000, se descubrió que el Pulcova, de 90 millas, tenía su propia luna de unas 9 millas de ancho.
• En 2001 los científicos encontraron a Linus orbitando a Kalliope, asi como otra luna alrededor del asteroide Sylvia.

Se han confirmado hasta la fecha alrededor de dos docenas de asteroides binarios en el cinturón principal de asteroides y entre los objetos cercanos a la Tierra, incluyendo algunos en los cuales la "luna" está muy cerca en talla al asteroide "principal". Algunos objetos trans-neptunianos (más allá de la órbita de Neptuno) también se ha visto que son binarios. Parece que la mayoría de las lunas de asteroides son fragmentos de pasadas colisiones. También es posible que algunos asteroides formados por escombros sueltos pasaran suficientemente cerca de un planeta como para que la gravedad tirara de este fragmento y creara el satélite natural (el nombre apropiado para una luna).

Los astrónomos utilizaron un radar para observar algunos de las parejas asteroide-luna más cercanas. La mayor parte de los otros se descubrieron en luz visible, usando telescopios terrestres con ópticas adaptativas. Estos sistemas usan espejos deformables controlados por ordenador para compensar los efectos de emborronamiento de la atmósfera terrestre, creando imágenes más definidas. La observación de una luna orbitando a un asteroide permite a los científicos calcular la masa y la densidad del asteroide.

Con los ojos de un niño

El espacio es un lugar rocoso. Las mayores rocas espaciales son los asteroides. Estos asteroides están hechos de roca y hierro, como los cuatro planetas más próximos a nuestro sol. Son diferentes de los cometas, que están compuestos principalmente por roca y hielo. Los cometas tienen colas. Los asteroides se parecen más a planetas y lunas. Los científicos muchas veces llaman a los asteroides "planetas menores".

Algunos asteroides incluso tienen lunas. Cuando la nave Galileo voló cerca del asteroide Ida en 1993, los científicos se sorprendieron al ver que tenía un pequeño compañero. Lo llamaron la pequeña luna Dactyl.
La mayoría de los asteroides orbita el Sol entre Marte y Júpiter. Esta zona se llama "Cinturón de Asteroides". Hay millones de asteroides. El mayor de todos ellos es Ceres. Tiene una 600 millas (960 km) de circunferencia. Fue el primer asteroide que se descubrió, probablemente porque era el más fácil de ver. Los asteroides no son fáciles de detectar, porque muchas veces parecen manchas oscuras contra la oscuridad del espacio exterior.

Los asteroides en cifras

1801: Año en que Giuseppe Piazzi descubrió el primer asteroide, Ceres.

4,6: Años terrestres que tarda Ceres en viajar alrededor del Sol.

2880: Año en que el asteroide 1950 DA pasará cerca de la Tierra. Supone el mayor riesgo de impacto conocido.

Misiones

Misiones pasadas: Galileo, NEAR Shoemaker, Cassini-Huygens, Deep Space 1, Stardust-NExT, Hayabusha. NEAR Shoemaker: El 12 de febrero de 2000, los controladores de vuelo hicieron aterrizar suavemente a la nave NEAR de la NASA en el asteroide Eros. Fue el primer aterrizaje controlado en un asteroide.

Misiones presentes: Dawn (para más información, visitar http://dawn.jpl.nasa.gov/ )

Misiones futuras: OSIRIS

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

Vía Astroseti

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