El telescopio de 60 pulgadas de Monte Wilson (1908)

Cuando en 1897 todavía se estaba inaugurando el colosal refractor Yerkes en Wisconsin, el cristal del que llegaría a ser el primero de la generación actual de telescopios —los reflectores de grandes dimensiones— se encontraba en el sótano de ese mismo edificio. Finalmente, el infatigable George Ellery Hale construyó este reflector en Monte Wilson, al noreste de Los Angeles, California, en 1908.

George Ritchey, un óptico de gran talento, diseñó el telescopio de 60 pulgadas (1,50 m), siendo el primero en encontrar la manera de desviar la luz a instrumentos fuera del telescopio. El "sistema Coudé" permitía que los astrónomos utilizaran un gran número de instrumentos diferentes para analizar la luz.

En esta fotografía de 1946 (clic en la imagen para ampliarla), Gene Hancock, el asistente del turno de noche del observatorio, fuma en pipa mientras controla manualmente el movimiento del telescopio de 60 pulgadas. En la actualidad son las computadoras las que están a cargo del movimiento de ajuste fino del telescopio, una tarea necesaria para compensar el movimiento del cielo causado por la rotación de la Tierra.

Fuente: The most important telescopes in history. Crédito de la imagen: Biller Miller, extraída de Eyes on the Skies: 400 Years of Telescopic Discovery, de Govert Schilling y Lars Lindberg Christensen (Wiley-VCH, 2009) (en inglés).

Accede al resto de la serie desde aquí.

Aquí encontrarás más series de artículos.

Vía: El Sofista

SEGUIR LEYENDO...

El Gran Telescopio Canarias cumple su primer año

En estos 365 días de vida científica se han logrado importantes hallazgos que expresan la capacidad científica del GTC.

El Gran Telescopio Canarias (GTC) –ubicado en el Observatorio del Roque de los Muchachos, en La Palma -  cumple su primer año con la próxima incorporación de su segundo instrumento científico, CanariCam, para implementar la capacidad de observación infrarroja en el mayor telescopio del mundo. Además de otros tres nuevos instrumentos ya en fase de construcción, en estos momentos distintos comités de expertos están estudiando proyectos candidatos a convertirse en instrumentos de tercera generación.

El GTC se inauguró el 24 de julio de 2009 bajo la presidencia de SS.MM. Los Reyes de España y con la más alta representación política, social y científica canaria, española e internacional. Se trata del mayor telescopio óptico-infrarrojo del mundo –con un espejo primario de 10,4 metros de diámetro- aunque lo más importante en este caso no es el tamaño sino que trabaja con la tecnología más puntera e ingeniosa de la Astrofísica moderna. De hecho, se ha convertido en el trampolín para algunas de las empresas españolas que lo construyeron y que, ahora, son proveedoras de esta tecnología para otros grandes proyectos. Además, la ESO (Organización Europea para la Investigación Europea en el Hemisferio Austral) utiliza el GTC como banco de pruebas técnicas para el megatelescopio de 40 metros que piensa construir en Chile.

El GTC es una iniciativa liderada por el IAC y gestionada por la empresa pública GRANTECAN, participada por la Administración del Estado (Ministerio de Ciencia e Innovación) y el Gobierno de Canarias, a través de los Fondos Europeos de Desarrollo Regional (FEDER) de la Comunidad Europea. Además, cuenta con la participación de México, a través del IA-UNAM (Instituto de Astronomía de la Universidad Nacional Autónoma de México) y del INAOE (Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica), y Estados Unidos, a través de la Universidad de Florida.

En este año, el GTC ha dado a los astrofísicos peticionarios datos observacionales para que empezasen a hacer ciencia con ellos. Los científicos se han valido de este instrumento para, como ejemplo más reciente, descubrir potasio en dos planetas extrasolares con una nueva técnica que abre las puertas a la caracterización de atmósferas de planetas habitables y algunos equipos internacionales han destacado que se trata de un instrumento que puede hacer lo que se creía exclusivo de los telescopios espaciales.

Además, GTC ha logrado elaborar un nuevo sistema de detección de planetas fuera del Sistema Solar, observar exóticas estrellas de neutrones, descubrir que fenómenos hacen despertar a los cuásares o hacer interesantes seguimientos a asteroides, entre otros.

Ajustes

GTC es en sí mismo, un gran prototipo ya que muchos de sus elementos técnicos son únicos y han sido diseñados y fabricados para este gigante con la supervisión de GRANTECAN. Para este tipo de máquinas científicas no hay piezas fabricadas en serie ni soluciones anteriores que sirvan. Esto lo convierte en un reto técnico constante y ha generado muchos problemas en este primer año de vida, algo común a otras grandes instalaciones científicas como el LHC o el telescopio espacial Hubble.

Por ello, durante los primeros meses tras su inauguración, el GTC ha tenido que dedicar el 50 por ciento de su tiempo sólo a ajustes técnicos y en la actualidad, continúa destinando un 20 por ciento de su tiempo a estos quehaceres. Algunos de estos problemas han venido por ajustes en el instrumento de primera luz de GTC: Osiris, en su mayor parte ya solventados,  y con la compuerta de observación de la cúpula que tiene dificultades en el sistema de apertura y cierre.

En estas semanas está prevista la colocación del segundo instrumento de GTC: CanariCam. Será el ojo que busque la formación de estrellas y de planetas al trabajar en el rango infrarrojo medio, invisible para el ojo humano, que permitirá el estudio de campos magnéticos y de las características de los granos de polvo a partir de los que se forman las estrellas y los planetas.

Dossier informativo

Fuente: Instituto de Astrofísica de Canarias

SEGUIR LEYENDO...

Hace dos siglos se veían auroras en Barcelona

Las auroras boreales y australes son fenómenos luminosos propios de los polos de la Tierra, pero entre 1780 y 1825 se observaron 19 en Barcelona. Así se recoge en la documentación que elaboró el doctor Francisco Salvá y Campillo en aquella época, y que ahora un grupo de investigadores extremeños y catalanes ha sacado a la luz. En latitudes tan bajas como la Península Ibérica se podrían volver a ver auroras si se produce una gran tormenta solar.

Aurora rojiza vista desde la Estación Espacial Internacional. Imagen: NASA

“Hemos localizado las fechas de 19 auroras observadas desde Barcelona a lo largo de 45 años de registros meteorológicos tomados entre finales del siglo XVIII y principios del XIX”, destaca a SINC José Manuel Vaquero, profesor del Departamento de Física en la Universidad de Extremadura y coautor de un estudio que acaba de publicar la revista Advances in Space Research.

El fenómeno luminoso de las auroras (‘boreales’ en el hemisferio norte y ‘australes’ en el sur) se origina por los efectos de las tormentas solares, que provocan alteraciones en el campo geomagnético de la Tierra. Las auroras se observan sobre todo en los cielos de zonas próximas a los polos de la Tierra.

“Pero si se producen grandes tormentas solares, pueden verse en lugares con latitudes mucho más bajas, como Barcelona, aunque no son tan llamativas: la zona norte del cielo se aprecia de color rojo y, excepcionalmente, pueden observarse otros colores y algo de movimiento”, explica Vaquero, quien no descarta ver de nuevo auroras en la Península Ibérica si se repiten las mismas condiciones.

El investigador destaca que lo más llamativo de los registros es el descenso abrupto del número de auroras a partir de 1793: “Algo que puede explicarse por un brusco descenso en la actividad solar, conocido como el ‘mínimo de Dalton’ (a principios del siglo XIX), y una disminución a lo largo del tiempo de la latitud geomagnética (ángulo entre un paralelo y el ecuador geomagnético cuya variación para Barcelona se ha estimado en este trabajo como 4 grados en aproximadamente cuarenta años)”.

El ilustrado Francisco Salvá

Página manuscrita con los registros que Francisco Salvá tomó en noviembre de 1798.

Imagen: Vaquero et al.

El estudio se ha basado en las observaciones que realizó entre 1780 y 1825 el médico y físico Francisco Salvá y Campillo (1751-1828), impulsor en España de la renovación científica que promovía la Ilustración. El equipo de investigación, integrado también por científicos de la Universidad de Barcelona, ha accedido a sus manuscritos originales que se conservan en el Archivo de la Academia de Medicina de la ciudad condal.

En el siglo XVIII no existía una red de estaciones meteorológicas mantenida por el Estado español, y las únicas y muy escasas observaciones que quedan son las que realizaron aficionados como Salvá. Los registros sistemáticos del doctor se incluían dentro de sus observaciones meteorológicas instrumentales, que también tienen gran interés científico para caracterizar el clima de Barcelona durante aquel periodo.

Los registros de las 19 auroras se limitan a escuetas menciones, aunque hay una, la del 14 de noviembre de 1789, que incluye un descripción más detallada: “La aurora boreal del día 14 empezó al N-NE y corrió al O. A las 11h subía un poco por nuestro horizonte, y era poco encendida. Después subió y se coloró más. A las 5 de la mañana del 15 duraba aún, y tal vez la de este día era residuo de la anterior. A las 6 dadas de la noche ya se veía”.

--------------------------------------------------------

DISPONIBLE VÍDEO RELACIONADO.

--------------------------------------------------------

Referencia bibliográfica:

J.M. Vaquero, M.C. Gallego, M. Barriendos, E. Rama y A. Sánchez-Lorenzo. “Francisco Salvá’s auroral observations from Barcelona during 1780–1825”. Advances in Space Research 45 (11):1388–1392, 2010. Doi: doi:10.1016/j.asr.2010.02.009.

Fuente: SINC

SEGUIR LEYENDO...

Encuentran abundante vapor de agua en una vieja estrella

Un equipo de investigadores europeos y de Canadá ha detectado vapor de agua muy caliente y abundante en el espectro de una vieja estrella rica en carbono. El sorprendente descubrimiento, que el día 2 de septiembre publicó Nature, confirma la presencia de agua en el interior de su envoltura gaseosa, y pone de relieve las lagunas que todavía existen sobre la química de las estrellas evolucionadas. En el estudio han participado científicos del Centro de Astrobiología (CSIC-INTA).

El telescopio espacial Herschel ha detectado vapor de agua en una vieja estrella. Imagen: ESA

El espectro de la vieja estrella rica en carbono denominada CW Leonis o IRC 10216 ha revelado la presencia de vapor de agua a una temperatura de unos 700 ºC en la ardiente región interior de su envoltura gaseosa. Así lo confirma esta semana en Nature un equipo internacional de científicos europeos y canadienses, liderado por Leen Decin de la Universidad Católica de Leuven (Bélgica) y en el que han participado investigadores del Centro de Astrobiología (CAB, centro mixto CSIC-INTA).

CW Leonis es una estrella gigante roja, rica en carbono y vapor de agua en su atmósfera, situada en la constelación de Leo, a 500 años luz de la Tierra. Con un radio de 500 soles, es el objeto extrasolar más brillante del cielo en el infrarrojo. El descubrimiento ha sido posible gracias a los datos recogidos con el Observatorio Espacial Herschel de la Agencia Espacial Europea (ESA).

“Hasta ahora ya sabíamos que estas atmósferas contenían moléculas de agua o moléculas de carbono, y se pensó que estos dos tipos de moléculas no podían coexistir. Gracias a las mediciones del satélite Herschel hemos echado por tierra esa teoría tan asentada hasta ahora, ya que una estrella como CW Leonis, muy rica en carbono y caracterizada por la presencia de grandes cadenas carbonadas como C8H, es capaz de tener abundante vapor de agua en zonas muy internas de su atmósfera”, destaca el investigador del CSIC José Cernicharo.

Los elementos principales de la vida en la Tierra son el agua y carbono, y estrellas como el sol los sintetizan en grandes cantidades cuando llegan al final de sus vidas. Cuando envejecen, estas estrellas se convierten en gigantes rojas, como CW Leonis, y eliminan sus atmósferas.

CW Leonis emite en la actualidad 10.000 veces más energía que el Sol y en su interior se producen reacciones de fusión nuclear que convierten helio en carbono. Buena parte de ese carbono termina en las capas exteriores de su atmósfera en forma de viento estelar (rico en moléculas y partículas de polvo con base de carbono), similar al viento solar terrestre, pero en ese caso se libera un billón de veces más materia cada hora. Dentro de miles de años, CW Leonis se convertirá en una enana blanca rodeada por una nebulosa planetaria, una nube de gas y polvo formada por el material presente en su atmósfera actual.

Replantear las teorías

Con tanto carbono en su atmósfera, casi todo el oxígeno debería estar encerrado en monóxido de carbono, e implicaría una ausencia de agua. Sin embargo, los investigadores detectaron en 2001 que la estrella producía emisiones en una determinada longitud de onda, lo que demostraba la existencia de vapor de agua. Un posible origen propuesto era que el viento estelar liberaba moléculas de agua de una nube de cometas helados ubicados alrededor de la estrella.

“Herschel ha detectado sin lugar a dudas la presencia de agua a muchas longitudes de onda, y ahora es posible establecer que la temperatura del vapor de agua es de entre 700 y 1000 grados centígrados, lo que implica que el vapor de agua se forma en las capas más internas de la atmósfera y se distribuye a través del viento estelar”, explica Cernicharo.

El modelo del viento estelar interactuando con la nube de un cometa helado distante debe ser reemplazado por uno en el que se señale que el vapor de agua se crea por procesos químicos con reacciones que se desencadenan por la radiación ultravioleta. La luz ultravioleta rompe el monóxido de carbono, liberando átomos de oxígeno que pueden reaccionar con el hidrógeno para formar moléculas de agua.

“La única fuente posible de luz ultravioleta es el espacio interestelar, pero normalmente sería bloqueada por el material que fluye desde la estrella. Las observaciones con el satélite Herschel ha demostrado que algunas regiones alrededor de CW Leonis deben estar casi vacías, lo que permite que la luz ultravioleta llegue a las capas más profundas de la atmósfera de la estrella e inicie las reacciones químicas que producen agua”, apunta Cernicharo.

Los resultados de Herschel implican que se producen procesos similares alrededor de estrellas gigantes rojas como la del estudio, que siguen suministrando material para las nuevas generaciones de estrellas y planetas en galaxias como la Vía Láctea. Los modelos químicos desarrollados por los investigadores del CAB Marcelino Agúndez y José Cernicharo se comenzaron a plantear hace más de 20 años y predicen la presencia de grandes cantidades de vapor de agua en cualquier tipo de estrella gigante roja.

-------------------------------

DISPONIBLE VÍDEO

-------------------------------

Referencia bibliográfica:

L. Decin, M. Agúndez, M. J. Barlow, F. Daniel, J. Cernicharo, R. Lombaert, E. De Beck, P. Royer, B. Vandenbussche, R. Wesson, E. T. Polehampton, J. A. D. L. Blommaert, W. De Meester, K. Exter, H. Feuchtgruber, W. K. Gear, H. L. Gomez, M. A. T. Groenewegen, M. Guélin, P. C. Hargrave, R. Huygen, P. Imhof, R. J. Ivison, C. Jean, C. Kahane, F. Kerschbaum, S. J. Leeks, T. Lim, M. Matsuura, G. Olofsson, T. Posch, S. Regibo, G. Savini, B. Sibthorpe, B. M. Swinyard, J. A. Yates & C. Waelkens. Warm water vapour in the sooty outflow from a luminous carbon star. Nature 467, 2 de septiembre de 2010. Doi:10.1038/nature09344.

Fuente: CSIC

Vía: SINC

SEGUIR LEYENDO...

Descubierto el más rico sistema planetario

Utilizando el instrumento HARPS - líder en el mundo- los astrónomos han descubierto un sistema planetario que contiene al menos cinco planetas que orbitan a HD 10180, una estrella tipo Sol. Los investigadores también han obtenido tentadora evidencia de que podría haber otros dos planetas, uno de los cuales tendría la menor masa jamás hallada. Esto asemejaría al sistema con nuestro Sistema Solar en términos del número de planetas (siete, comparados con los ocho planetas del Sistema Solar). Más aún, el equipo también encontró evidencia de que las distancias de los planetas a su estrella siguen un patrón regular, lo que también se observa en nuestro Sistema Solar.

El sistema planetario alrededor del la  estrella HD 10180 similar al Sol  (impresión artística).

Crédito: ESO/L. Calçada

“Hemos hallado lo que probablemente sea el sistema con el mayor número de planetas descubierto hasta ahora”, dice Christophe Lovis, autor principal del artículo que informa de este resultado. “Este notable descubrimiento también resalta el hecho que ahora estamos entrando en una nueva era de la investigación de exoplanetas: el estudio de sistemas planetarios complejos y no sólo planetas individuales. Los estudios de movimientos planetarios en el nuevo sistema revelan complejas interacciones gravitacionales entre los planetas y nos permiten comprender la evolución del sistema a largo plazo”.

El equipo de astrónomos empleó el espectrógrafo HARPS, instalado en el telescopio de 3,6 metros de ESO en La Silla, Chile, para un estudio de seis años de duración de la estrella similar al Sol HD 10180, ubicada a 127 años-luz de distancia en la constelación austral de Hydrus (la Serpiente Marina). HARPS es un instrumento con una inigualable estabilidad de medición y gran precisión, y es el más exitoso buscador de exoplanetas del mundo.

Gracias a las 190 mediciones individuales de HARPS, los astrónomos detectaron los diminutos movimientos hacia adelante y atrás de la estrella provocados por las complejas atracciones gravitacionales provenientes de cinco o más planetas. Las cinco señales más fuertes corresponden a planetas con masas similares a la de Neptuno – entre 13 y 25 masas terrestres [1] – que orbitan a la estrella con períodos que van desde unos 6 a 600 días. Estos planetas están ubicados entre 0,06 y 1,4 veces la distancia existente entre la Tierra y el Sol de su estrella central.

“También tenemos buenas razones para creer que hay otros dos planetas presentes”, dice Lovis. Uno sería un planeta similar a Saturno (con una masa mínima de 65 masas terrestres) orbitando en 2.200 días. El otro sería el exoplaneta menos masivo jamás descubierto, con una masa de unas 1,4 veces la de la Tierra. Está muy cerca de su estrella anfitriona, a sólo 2 por ciento de la distancia Tierra-Sol. Un “año” de este planeta duraría sólo 1,18 días terrestres.

“Este objeto causa un temblor de su estrella de sólo unos 3 km/hora – más lento que la velocidad al caminar – y este movimiento es muy difícil de medir”, dice Damien Ségransan, miembro del equipo. Si se confirmara, este objeto sería otro ejemplo de planeta rocoso cálido, similar a Corot-7b (Ver comunicado de prensa de ESO)

El sistema de planetas recientemente descubierto en torno a HD 10180 es único en varios aspectos. Primero que nada, con al menos cinco planetas similares a Neptuno ubicados dentro de una distancia equivalente a la órbita de Marte, este sistema es más poblado que nuestro Sistema Solar en su región interior, y tiene muchos planetas más masivos ahí [2]. Por otra parte, el sistema probablemente no tiene un gigante de gas similar a Júpiter. Además, todos los planetas parecen tener órbitas casi circulares.

Hasta el momento, los astrónomos saben de quince sistemas con al menos tres planetas. El último en detentar el récord fue 55 Cancri, que contiene cinco planetas, siendo dos de ellos planetas gigantes. “Los sistemas de planetas de masas bajas como el que rodea a HD 10180 parecen ser muy comunes, pero la historia de su formación sigue siendo un rompecabezas”, dice Lovis.

Usando el nuevo descubrimiento así como la información de otros sistemas planetarios, los astrónomos encontraron un equivalente a la ley de Titius-Bode que existe en nuestro Sistema Solar: las distancias de los planetas desde su estrella parecen seguir un patrón regular [3]. “Esto podría constituir una firma del proceso de formación de estos sistemas planetarios”, dice Michel Mayor, miembro del equipo.

Otro resultado importante encontrado por los astrónomos mientras estudiaban estos sistemas es que hay una relación entre la masa del sistema planetario y la masa y contenido químico de su estrella anfitriona. Todos los sistemas planetarios muy masivos se encuentran alrededor de estrellas masivas y ricas en metales, mientras que los cuatro sistemas con masas más bajas se encuentran en torno a estrellas de masas bajas y pobres en metales [4]. Tales propiedades confirman los actuales modelos teóricos.

El descubrimiento se anuncia hoy en el coloquio internacional “Detección y dinámicas de exoplanetas en tránsito”, en el Observatorio de Haute-Provence, Francia.

Notas

[1] Usando el método de velocidad radial, los astrónomos sólo pueden estimar una masa mínima para un planeta, ya que la masa estimada también depende de la inclinación del plano orbital relativo a la línea de visión, que es desconocida. Desde un punto de vista estadístico, esta masa mínima sin embargo es a menudo cercana a la masa real del planeta.

[2] En promedio, los planetas en la región interna del sistema HD 10180 tienen 20 veces la masa de la Tierra, mientras que los planetas interiores de nuestro propio Sistema Solar (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) tienen una masa promedio de la mitad la de la Tierra.

[3] La ley Titius-Bode establece que las distancias de los planetas del Sol siguen un simple modelo. Para los planetas exteriores, se predice que cada planeta esté aproximadamente al doble de distancia del Sol que el objeto previo. La hipótesis predijo correctamente las órbitas de Ceres y Urano, pero falló como predictor de la órbita de Neptuno.

[4] Según la definición usada en astronomía, “metales” son todos los elementos excepto el hidrógeno y helio. Tales metales, excepto por algunos muy pocos elementos químicos livianos, han sido creados por las varias generaciones de estrellas. Los planetas rocosos están constituidos por “metales”.

Información adicional

Esta investigación fue presentada en un artículo enviado a Astronomy and Astrophysics (“The HARPS search for southern extra-solar planets. XXV. Up to seven planets orbiting HD 10180: probing the architecture of low-mass planetary systems”, por C. Lovis y otros).

El equipo está compuesto por C. Lovis, D. Ségransan, M. Mayor, S. Udry, F. Pepe, y D. Queloz (Observatorio de Ginebra, Universidad de Ginebra, Suiza), W. Benz (Universidad de Berna, Suiza), F. Bouchy (Institut d’Astrophysique de Paris, Francia), C. Mordasini (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg, Alemania), N. C. Santos (Universidad de Porto, Portugal), J. Laskar (Observatorio de Paris, Francia), A. Correia (Universidad de Aveiro, Portugal), y J.-L. Bertaux (Université Versailles Saint-Quentin, Francia) y G. Lo Curto (ESO).

ESO, el Observatorio Europeo Austral, es la principal organización astronómica intergubernamental en Europa y el observatorio astronómico más productivo del mundo. Es apoyado por 14 países: Alemania, Austria, Bélgica, Dinamarca, España, Finlandia, Francia, Holanda, Italia, Portugal, el Reino Unido, República Checa, Suecia y Suiza. ESO desarrolla un ambicioso programa enfocado en el diseño, construcción y operación de poderosas instalaciones de observación terrestres que permiten a los astrónomos hacer importantes descubrimientos científicos. ESO también cumple un rol principal en promover y organizar la cooperación en investigación astronómica. ESO opera tres sitios únicos de observación de clase mundial en Chile: La Silla, Paranal y Chajnantor. En Paranal, ESO opera el Very Large Telescope, el observatorio óptico más avanzado del mundo. ESO es el socio europeo de un revolucionario telescopio, ALMA, el proyecto astronómico más grande en existencia. ESO está actualmente planificando un European Extremely Large Telescope, el E-ELT, telescopio óptico y de infrarrojo cercano de 42 metros de diámetro, que llegará a ser “el ojo más grande del mundo hacia el cielo”.

Enlaces
• Artículo de investigación
• Más información: Kit de Prensa sobre Exoplanetas

Vía: ESO

SEGUIR LEYENDO...

¿Está encogiendo la Luna?

Las imágenes del orbitador lunar LRO de la NASA han revelado la existencia de 14 escarpes desconocidos hasta ahora en la superficie de la Luna. Un grupo de científicos publica hoy en la revista Science que estas formaciones geológicas se han originado por fallas producidas hace menos de mil millones de años, lo que sugiere que la Luna se ha enfriado y encogido unos 100 metros en época reciente, e incluso que lo podría estar haciendo hoy en día.

La Luna se ha enfriado y encogido unos 100 metros en epoca geológica reciente. Como resultado se han originado fallas y escarpes. Imagen: NASA et al.

Gracias a las imágenes en alta resolución del orbitador LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) de la NASA se acaban de descubrir escarpes lobulares en la superficie lunar que parecen indicar que nuestro satélite está encogiendo. El equipo del científico Thomas R. Watters, de la Institución Smithsonian de EEUU, informa del descubrimiento está semana en la revista Science en el artículo “Evidencias de fallas de empuje recientes en la Luna reveladas por la cámara del LRO”.

“La contracción que expresan estas fallas es de no más de mil millones de años, pero el hecho de que corten impactos de pequeño diámetro, que no haya cráteres de impacto de diámetros grandes superpuestos a los escarpes, así como que su apariencia sea ‘fresca’ y no degradada, sugiere que podrían ser mucho más jóvenes”, explica Watters a SINC.

“Así, las fallas podrían haberse formado muy recientemente y podrían indicar que la Luna todavía se está enfriando y encogiendo hoy en día”, destaca este investigador del Centro de Estudios Planetarios y de la Tierra en el Museo Nacional del Aire y el Espacio del Smithsonian.

Los escarpes lobulares son fallas de empuje (elevaciones con ángulo de inclinación pequeño) que se producen sobre todo en las tierras altas de la Luna. Estas formaciones se identificaron por primera vez cerca del ecuador lunar con las cámaras panorámicas que se utilizaron en las misiones Apolo 15, 16 y 17. Los nuevos escarpes descubiertos ahora, 14 en total, indican que estas fallas se distribuyen de forma global y no solo en la zona ecuatorial del satélite

El interior de la Luna se enfría

“Las fallas de empuje relativamente jóvenes y distribuidas de forma global muestran una contracción reciente en toda Luna, probablemente debido al enfriamiento del interior lunar, y la cantidad de contracción se estima en cerca de 100 metros en un pasado reciente”, explica Watters.

“Las nuevas imágenes están cambiando nuestra visión de la Luna”, añade Mark Robinson, de la Escuela de Exploración de la Tierra y el Espacio de la Universidad Estatal de Arizona (EEUU) y coautor e investigador principal de la cámara de la sonda LRO. “No sólo hemos detectado muchos escarpes lunares desconocidos anteriormente, sino que estamos observando con mucho más detalle los que se identificaron con las fotografías del Apolo”.

Los científicos confían en obtener pronto nuevos datos sobre la superficie lunar. “Creo que vamos a encontrar muchos más escarpes lobulares a medida que consigamos más y más imágenes en alta resolución con la cámara del LRO, y uno de los proyectos futuros será determinar con mayor exactitud lo jóvenes que son estos escarpes de falla”, concluye Watters.

-------------------------------------

Referencia bibliográfica:

Thomas R. Watters, Mark S. Robinson, Ross A. Beyer, Maria E. Banks, James F. Bell III, Matthew E. Pritchard, Harald Hiesinger, Carolyn H. van der Bogert, Peter C. Thomas, Elizabeth P. Turtle y Nathan R. Williams. "Evidence of Recent Thrust Faulting on the Moon Revealed by the Lunar Reconnaissance Orbiter Camera". Science 329, 20 de agosto de 2010.

Fuente: SINC

SEGUIR LEYENDO...

¿Cómo de masiva tiene que ser una estrella para convertirse en un agujero negro?

Un equipo de astrónomos europeos ha demostrado por primera vez que una estrella muy masiva ha dado lugar a un magnetar, una estrella de neutrones poco habitual, en lugar de a un agujero negro como predecían las teorías actuales. El hallazgo plantea la pregunta de cómo de masiva tiene que ser una estrella para convertirse en un agujero negro.

Impresión artística del magnetar en el rico y joven cúmulo estelar Westerlund 1.

Crédito: ESO/L. Calçada.

Astrónomos europeos han demostrado por primera vez que un magnetar, un inusual tipo de estrella de neutrones, se formó a partir de una estrella de al menos 40 veces la masa del Sol. El resultado desafía las actuales teorías sobre evolución estelar, ya que se esperaba que una estrella tan masiva como ésta se convirtiera en un agujero negro, no en un magnetar. Se plantea así una pregunta fundamental: ¿cuán masiva debe ser realmente una estrella para convertirse en un agujero negro?

Para llegar a estas conclusiones, los astrónomos miraron en detalle el extraordinario cúmulo estelar Westerlund 1, situado a 16.000 años-luz de distancia en la constelación austral de Ara (el Altar). Este súper cúmulo de estrellas es el más cercano conocido, con cientos de estrellas muy masivas en su interior -algunas brillan con un resplandor similar a casi un millón de soles- y una extensión de unas doscientas veces el diámetro del Sol.

“Si el Sol estuviese ubicado en el corazón de este notable cúmulo, nuestro cielo nocturno estaría lleno de cientos de estrellas tan brillantes como la Luna llena”, dice Ben Ritchie, autor principal del estudio, que pronto se publicará en la revista Astronomy and Astrophysics.

Las estrellas del cúmulo tienen algo en común: todas alcanzan la misma edad, estimada en entre 3,5 y 5 millones de años, debido a que se creó en un solo evento de formación estelar. Por su parte, un magnetar es un tipo de estrella de neutrones con un campo magnético tremendamente fuerte –1015 veces más fuerte que el de la Tierra-, que se forma cuando ciertas estrellas explotan como supernovas.

El cúmulo Westerlund 1 alberga uno de los pocos magnetares conocidos en la Vía Láctea. Como se encuentra en el cúmulo, los astrónomos pudieron deducir que este magnetar debe haberse formado a partir de una estrella al menos 40 veces más masiva que el Sol. Las observaciones se han realizado con el Very Large Telescope (VLT) que el Observatorio Europeo Austral (ESO) tiene en el norte Chile.

De esta forma se demuestra por primera vez que los magnetares pueden desarrollarse a partir de estrellas que, por su gran masa, se esperaría que formen agujeros negros. Hasta ahora se suponía que las estrellas con masas iniciales de entre 10 y 25 masas solares se convertían en estrellas de neutrones, mientras que aquéllas sobre 25 masas solares producían agujeros negros.

Un desafío a las teorías

“Estas estrellas deben deshacerse de más de nueve décimos de su masa antes de explotar como supernova, o de otra forma crearían un agujero negro”, dice otro de los autores, Ignacio Negueruela, de la Universidad de Alicante. “Pérdidas de masa tan enormes antes de la explosión presentan grandes desafíos a las actuales teorías de evolución estelar”.

Los autores postulan que la estrella que se convirtió en magnetar -la progenitora- nació con una compañera estelar. A medida que ambas estrellas se fueron desarrollando, comenzaron a interactuar, consumiendo la energía derivada del movimiento orbital en eyectar grandes cantidades de masa desde la estrella progenitora.

Aunque la compañera no es actualmente visible en la zona del magnetar, esto se puede deber a que la supernova que formó el magnetar provocó la escisión del sistema binario, eyectando a ambas estrellas a alta velocidad desde el cúmulo.

“Si este es el caso, los sistemas binarios jugarían un rol clave en la evolución estelar, provocando pérdidas de masa -una ‘dieta’ cósmica perfecta para estrellas de gran peso-, que permite perder hasta un 95% de la masa inicial”, concluye Simon Clark, el científico de la Open University (Reino Unido) que lidera el grupo de investigación.

Fuente: ESO

Vía: SINC

SEGUIR LEYENDO...

Nuevas pistas sobre agua y volcanes marcianos

Los datos del destruido Phoenix sugieren que el agua líquida ha interactuado con la superficie de Marte a lo largo de la historia del planeta y en los tiempos modernos. La investigación también proporciona nueva evidencia de que la actividad volcánica se ha mantenido en el Planeta Rojo en los últimos tiempos geológicos, hace varios millones de años.

El instrumento Evolved Gas Analyzer puede verse a la derecha.

Aunque el módulo de aterrizaje Phoenix Mars Lander de la NASA, que llegó a Marte el 25 de mayo de 2008, ya no está operando, los científicos de la NASA continúan analizando los datos recogidos por esta misión. Estos recientes hallazgos se basan en datos sobre el dióxido de carbono del planeta, lo que representa aproximadamente el 95% de la atmósfera marciana.

"El dióxido de carbono atmosférico es como un espía químico", dijo Paul Niles, un científico espacial del Centro Espacial Johnson de la NASA en Houston. "Se infiltra en cada parte de la superficie de Marte y puede indicar la presencia de agua y su historia".

Phoenix midió con precisión los isótopos de carbono y oxígeno en el dióxido de carbono de la atmósfera marciana. Los isótopos son variantes de un mismo elemento con diferentes pesos atómicos. Niles es el autor principal de un artículo sobre los hallazgos publicados en la edición digital de la revista Science. El documento explica las proporciones de isótopos estables y sus implicaciones para la historia del agua marciana y los volcanes.

"Los isótopos pueden utilizarse como una firma química que nos puede decir de dónde viene algo, y qué tipo de eventos ha experimentado", dijo Niles.

Esta firma química sugiere que el agua líquida existió principalmente a temperaturas cercanas a cero y que los sistemas hidrotermales similares a las aguas termales de Yellowstone han sido escasos durante el pasado del planeta. Las mediciones de dióxido de carbono mostraron que Marte es un planeta mucho más activo de lo que se pensaba. Los resultados implican Marte ha repuesto su dióxido de carbono de la atmósfera hace relativamente poco tiempo, y el dióxido de carbono ha reaccionado con agua líquida presente en la superficie.

Las mediciones fueron realizadas por el instrumento de Phoenix llamado Evolved Gas Analyzer. El instrumento fue capaz de hacer un análisis más preciso del dióxido de carbono que los instrumentos similares de las sondas Viking de la NASA en la década de 1970. El programa Viking proporcionó los datos anteriores de los isótopos de Marte.

La baja gravedad y la falta de un campo magnético en Marte significa que el dióxido de carbono que se acumula en la atmósfera se perderá en el espacio. Este proceso favorece la pérdida de un isótopo de carbono ligero llamado carbono-12 comparado con el carbono-13. Si el dióxido de carbono de Marte hubiese experimentado sólo este proceso de pérdida atmosférica sin algún proceso adicional de reposición de carbono-12, la proporción de carbono-13 a carbono-12 sería muy superior a lo que Phoenix midió. Esto sugiere que la atmósfera de Marte recientemente se ha repuesto con el dióxido de carbono emitido por los volcanes, y que el vulcanismo ha sido un proceso activo en el pasado reciente de Marte.

Sin embargo, una firma volcánica no está presente en la proporción de otros dos isótopos, oxígeno-18 y oxígeno-16, encontrados en el dióxido de carbono en Marte. El hallazgo sugiere que el dióxido de carbono ha reaccionado con el agua líquida, lo que enriqueció el oxígeno en el dióxido de carbono con el oxígeno-18 más pesado.

Niles y su equipo teorizan que esta firma isotópica del oxígeno indica que el agua líquida ha estado presente en la superficie de Marte recientemente y en abundancia suficiente como para afectar la composición de la atmósfera actual. Los resultados no ponen de manifiesto determinados lugares o fechas en que el agua líquida y los respiraderos volcánicos estuvieron presentes, pero los sucesos recientes de estas condiciones incluyen las mejores explicaciones para las proporciones de isótopos.

Fuente

Vía: Cosmo Noticias

SEGUIR LEYENDO...

El origen de los exoplanetas

Vivimos en un tiempo único para la investigación de los exoplanetas.Hace 18 años se descubrió el primer planeta fuera del Sistema Solar, y han pasado sólo 15 años desde que se confirmara la presencia de uno de estos objetos en un estrella de la secuencia principal. Incluso más recientemente, han empezado a brotar las imágenes directas de los exoplanetas, así como los primeros espectros de sus atmósferas. Cada vez se disponen de muchos más datos, lo que ha llevado a los astrónomos a hacerse una idea del origen de los exoplanetas.

En general hay dos métodos mediante los cuales se pueden formar planetas. El primero es a través de la acreción, en el que la estrella y el planeta se forman mediante el colapso gravitacional de forma independiente el uno del otro, pero lo suficientemente cerca  como para que queden unidos por fuerzas gravitatorias.

El segundo método es a través del cual se formó nuestro Sistema Solar: el método del disco. En este caso, el material existente en un disco alrededor de una estrella colapsa par formar protoplanetas que darán lugar a los planetas.

Cada uno de estos métodos puede dejar una serie de huellas que puede llevar a los astrónomos al identificar el tipo de origen que tienen los planetas de un sistema. Un nuevo documento de Helmut Abt,del Observatorio Nacional Kitt Peak, ha determinado, estudiando estas características, que dado el muestreo actual de exoplanetas,la formación de nuestro Sistema Solar puede ser una rareza.

El primer parámetro que distingue a los dos métodos de formación es la excentricidad. Para establecer una línea base para la comparación, Abt trazó primeramente la distribución de excentricidades de 188 estrellas binarias de la secuencia principal, comparando estos datos con los sistemas que se formaron a partir del disco. Esto puso de manifiesto que aunque la mayoría de las estrellas tienen órbitas de baja excentricidad, este porcentaje disminuye poco a poco a medida que aumenta la excentricidad. En nuestro Sistema Solar,sólo el planeta Mercurio tiene una excentricidad superior a 0,2. Cuando Abt construyó la distribución de los 379 planetas conocidos, vio que su excentricidad era casi idéntica a la de las estrellas binarias.

Abt también inspeccionó la configuración de los sistemas. Los sistemas que contienen tres estrellas en general, contienen un par de estrellas en una órbita binaria apretada,realizando la tercera estrella una órbita mucho más grande. Al comparar las proporciones de estas órbitas, Abt cuantificado el espacio orbital. Sin embargo,en este caso, los resultados fueron ambiguos;las dos modalidades de formación producen resultados similares.

Por último, Abt consideró la cantidad de elementos pesados en el cuerpo más masivo. Es ampliamente conocido que la mayoría de los planetas extra-solares se encuentran alrededor de estrellas ricas en metales. La metalicidad acelera el proceso del colapso, lo que permite la formación de planetas gigantes gaseosos en las nubes de gas que rodean las estrellas antes de que éstas se disipen, lo que favorece la hipótesis de la  acreción.

En conjunto, esto ofrece cuatro pruebas para los modelos de formación. En todos los casos, las observaciones actuales sugieren que la mayoría de los planetas descubiertos hasta el momento se forman por acreción y no a partir de un disco de material. Sin embargo, Abt señala que estos datos hay que tomárselos con cautela, debido al sesgo estadístico que imponen los límites impuestos por la sensibilidad que alcanzan los instrumentos actuales. De hecho, los astrónomos aún no pueden detectar la velocidad radial de los sistemas originarios de discos de polvo. Luego estos datos pueden sufrir grandes variaciones a medida que se mejore la potencia de los instrumentos de observación.

Más información en el enlace.

Vía: Astrofísica y Física

SEGUIR LEYENDO...

Una protonebulosa espiral perfecta

El Telescopio Espacial Hubble ha capturado una imagen poco frecuente de una espiral en el espacio. No es una galaxia espiral, ni su origen es artificial, pero su forma la convierte en la nebulosa planetaria de forma espiral geométrica más perfecta jamás vista. La nebulosa, llamada IRAS 23166 1655, se está formando alrededor de la estrella LL Pegasi, en la constelación de Pegaso.

La imagen muestra lo que parece ser un patrón de espiral delgada en cuyo centro está la estrella escondida detrás del polvo. Mark Morris, de la UCLA, y un equipo internacional de astrónomos, dicen que los materiales que forman la espiral se mueven hacia afuera a una velocidad de 50.000 km/h. Combinando los datos de velocidad y separación de las conchas, se ha calculado que cada capa se produce cada 800 años.

La forma de espiral sugiere un origen regular y periódico en la forma de la nebulosa, lo que hace pensar a los astrónomos que LL Pegasi es una estrella binaria. Una de las estrellas del sistema pierde material a medida que las dos estrellas orbitan una alrededor de la otra,siendo el periodo orbital de la pareja, 800 años, es decir, el mismo tiempo en el que se forma cada una de las conchas que confieren la espiral.

Se han observado muchos depósitos concéntricos en torno a un importante número de nebulosas protoplanetarias, pero esta espiral casi perfecta es única.

Morris y su equipo comentan que las pequeñas anomalías que se observan en la espiral proceden de la excentricidad de las órbitas de las binarias, ya que esto causa diferentes proyecciones de los planos orbitales.

Las nebulosas planetarias se forman cuando las estrellas de alrededor de la mitad de la masa solar, hasta ocho masas solares llegan al final de sus vidas. Las capas exteriores de gas se desprenden y derivan en el espacio.

Más información en el enlace.

Vía: Astrofísica y Física

SEGUIR LEYENDO...

Fuente extrema de rayos X sugiere que existe un nuevo tipo de agujero negro

Un equipo internacional de astrónomos liderados por la Universidad de Leicester, Reino Unido, ha confirmado la presencia de la fuente de rayos X ultraluminosa más extrema en una galaxia relativamente cercana. El hallazgo, que se publica en The Astrophysical Journal, podría anunciar la existencia de un nuevo tipo de agujeros negros, los de masa intermedia.

Crédito: Heidi Sagerud

Un grupo internacional de astrónomos de Reino Unido, Francia y EE UU, dirigidos desde la británica Universidad de Leicester, ha encontrado pruebas que confirman la distancia y el brillo de la fuente de rayos X ultraluminosa más extrema, lo que podría anunciar que existe una nueva clase de agujero negro.

Se trata de la fuente de rayos X ‘HLX-1’, el miembro más extremo de una extraordinaria clase de objetos (las fuentes de rayos X ultraluminosas), situada en la galaxia ESO 243-49 a una distancia de unos 300 millones de años luz de la Tierra. El espectro óptico de la fuente y su distancia se ha obtenido con el telescopio VLT del Observatorio Europeo Austral (ESO) en Chile.

Los hallazgos de los astrónomos confirman que es correcta la luminosidad extrema  pues presenta un factor unas 100 veces superior al de la mayoría de los demás objetos de su clase y unas 10 veces mayor que el de la siguiente fuente de rayos X ultraluminosos más brillante.

Esto está obligando a los científicos a replantearse sus teorías sobre el brillo máximo de las fuentes de rayos X ultraluminosos y respalda la idea de que HLX-1 podría contener un agujero negro de masa intermedia, según señala el equipo en el último número de The Astrophysical Journal.

Sus hallazgos les permiten demostrar concluyentemente que HLX-1 se encuentra realmente ubicada en la citada galaxia y que no es ni una estrella en primer plano ni una galaxia en segundo plano. La principal consecuencia de este descubrimiento es que las fuentes de rayos X ultraluminosos como HLX-1 pueden ser más brillantes de lo que inicialmente se pensaba, lo cual encaja con que al menos las más brillantes de ellas alberguen agujeros negros de masa intermedia.

Un agujero negro es un objeto ultradenso con un campo gravitatorio tan intenso que absorbe toda la luz que pasa cerca de él y no refleja nada.

Agujeros negros intermedios

Aunque los astrofísicos sospechaban que podría haber una clase intermedia de agujeros negros, con masas comprendidas entre uno y varios centenares de veces la del Sol, dichos agujeros negros no se habían detectado antes de forma fiable y su existencia ha sido tremendamente discutida dentro de la comunidad astronómica.

“Después de nuestro primer descubrimiento de la fuente de rayos X ultrabrillantes, nos interesaba mucho averiguar la distancia a la que realmente estaba, para así poder calcular cuánta radiación genera este agujero negro”, explica el autor principal del artículo, Klaas Wiersema, del Departamento de Física y Astronomía de Leicester.

“En imágenes tomadas con grandes telescopios, pudimos ver que una fuente óptica tenue estaba presente en la ubicación de la fuente de rayos X, situada cerca del núcleo de una galaxia grande y brillante. Sospechábamos que esta fuente óptica tenue estaba directamente relacionada con la fuente de rayos X pero, para estar seguros, teníamos que estudiar la luz de esta fuente en detalle mediante el telescopio VLT, en Chile”.

“Los datos que obtuvimos usando el VLT tenían una calidad muy alta y nos permitieron separar la luz de la galaxia grande y brillante de la de la fuente óptica tenue”, prosigue.

“Para nuestra inmensa alegría, encontramos en las mediciones resultantes exactamente lo que esperábamos: se detectaba la luz característica de los átomos de hidrógeno, lo que nos permitía medir con precisión la distancia a la que estaba este objeto. Esto nos proporcionó una prueba concluyente de que el agujero negro realmente estaba situado dentro de la galaxia grande y brillante, y de que HLX-1 es la fuente de rayos X ultraluminosos más brillante que se conoce”.

“Ahora que hemos determinado la distancia a la que está este agujero negro y que sabemos dónde se encuentra, nos gustaría averiguar qué hace que esta fuente sea tan brillante y cómo terminó en esa gran galaxia”.

Este resultado es “muy importante” para los investigadores, ya que es compatible con la idea de que HLX-1 contiene un agujero negro de masa intermedia. Las fuentes de rayos X ultraluminosos se encuentran entre los candidatos más prometedores a albergar agujeros negros de masa intermedia, con masas comprendidas entre las de los agujeros negros de masa estelar (entre unas 3 y 20 veces la masa del Sol) y las de los agujeros negros supermasivos que se encuentran en los centros de la mayoría de las galaxias (entre un millón y 1.000 millones de veces la masa del Sol).

Confirmar el intenso brillo

Ahora, el equipo de investigación puede probar concluyentemente que HLX-1 no está en nuestra galaxia y que no es un agujero negro supermasivo del centro de una galaxia lejana situada en segundo plano. Este resultado también confirma que realmente es tan brillante como se pensaba.

Didier Barret, del Centro de Estudio Espacial de las Radiaciones de Francia, comenta: “Los observatorios de rayos X XMM-Newton y Swift están observando atentamente esta fuente. Los últimos datos, que se obtuvieron cuando HLX-1 era muy tenue, indican que su comportamiento es muy similar al de los agujeros negros de masa estelar de nuestra propia galaxia, pero con un brillo entre unas 100 y 1.000 veces superior”.

Sean Farrell, también del Departamento de Física y Astronomía de Leicester, “esto es muy difícil de explicar sin la presencia de un agujero negro de masa intermedia con una masa aproximada de entre 500 y 10.000 veces la del Sol. Por tanto, HLX-1 está, hasta ahora, resistiendo el escrutinio de la comunidad astronómica internacional”.

Se piensa que los centros de la mayoría de las galaxias contienen agujeros negros supermasivos y que estos poderosísimos núcleos tienen un enorme impacto en la galaxia que los rodea.

Los agujeros negros supermasivos depositan una inmensa cantidad de energía en las galaxias que los albergan, lo que tiene consecuencias tremendas en la formación de estrellas y el crecimiento de la galaxia en general. Los agujeros negros de masa intermedia podrían ser los elementos con los que se construyen los agujeros negros supermasivos.

“Entender cómo se forman y crecen los agujeros negros supermasivos es, por tanto, crucial para nuestra comprensión de la formación y evolución de las galaxias, lo que, a su vez, forma parte del camino que lleva a responder una de las preguntas realmente importantes: ¿cómo se formó y evolucionó nuestra galaxia?”, plantea el experto.

Los siguientes pasos

Sigue habiendo bastantes dudas sobre si todas las fuentes de rayos X ultraluminosos contienen agujeros negros de masa intermedia. El equipo de investigación de Farrell seguirá estudiando HLX-1 para comprender cómo se formó, dónde se ubica y qué la alimenta.

Con el fin de que puedan hacerlo, se les ha concedido cierto tiempo en el telescopio espacial Hubble para que tomen las imágenes de mayor resolución posible de esta galaxia anfitriona, lo cual les permitirá investigar en detalle la naturaleza del entorno que rodea a HLX-1 y la galaxia que la alberga. Una vez que se lleven a cabo las observaciones del Hubble, la mayoría de los grandes observatorios se habrán utilizado para estudiar esta fuente. Para preparar las observaciones del VLT también se usaron datos de los telescopios Magellan (gestionados desde Estados Unidos).

El siguiente paso será averiguar si hay más objetos tan extremos como este y comparar lo que saben sobre HLX-1 con el conjunto de las fuentes de rayos X ultraluminosos. Esto les ayudará a comprender cuántos agujeros negros de masa intermedia podría haber en el espacio y dónde es probable que los encuentren.

Más información en:

http://www2.le.ac.uk/

http://www.plataformasinc.es/

Vía: El mensajero de los astros

SEGUIR LEYENDO...

Importante avance en la Teoría de Cuerdas

La idea de la Teoría del Todo es atractiva. Desde la década de 1960 se trabaja en la Teoría de Cuerdas para tratar de conciliar la mecánica cuántica y la relatividad general. Sin embargo, esta teoría tiene un gran problema: no es comprobable. Pero ahora un equipo de investigación dirigido por científicos del Imperial College de Londres ha descubierto de forma inesperada que la Teoría de Cuerdas también parece predecir el comportamiento de las partículas cuánticas entrelazadas. Como esta predicción puede ser comprobada en el laboratorio, los investigadores dice que ahora se puede comprobar la Teoría de Cuerdas.

"Si los experimentos demuestran que nuestras predicciones acerca de entrelazamientos cuánticos son correctas, esto demuestra que la Teoría de Cuerdas funciona para predecir el comportamiento de los sistemas cuánticos entrelazados ", dijo el Profesor Mike Duff, autor principal del estudio.

La Teoría de Cuerdas se desarrolló originalmente para describir las partículas fundamentales y las fuerzas que componen nuestro universo, y ha sido una de las propuestas favoritas de los físicos para aunar la física de partículas y la cosmología. Las partículas cuánticas entrelazadas proporcionan la primera oportunidad para probar la teoría de cuerdas experimentalmente.

Pero - al menos por ahora - los científicos no pueden confirmar que la Teoría de Cuerdas es en realidad la forma de explicar todo lo que es, sólo si realmente funciona.

"Esto no será una prueba de que la Teoría de Cuerdas es la Teoría del Todo que está siendo buscada por los cosmólogos y los físicos de partículas", dijo Duff. "Sin embargo, será muy importante para los teóricos, ya que demostrará la Teoría de Cuerdas en un área inesperada."

La Teoría de Cuerdas es una teoría de la gravedad, una extensión de la Relatividad General, y la interpretación clásica de cuerdas y branas de la mecánica cuántica, extendida a la teoría de los agujeros negros. La hipótesis de esta teoría dice que los electrones y los quarks dentro de un átomo no son objetos tridimensionales, sino cadenas 1-dimensionales. Estas cadenas pueden moverse y vibrar, lo que proporciona a las partículas observadas su sabor, carga, masa y espín. Las cuerdas hacen bucles cerrados a menos que se encuentren en las superficies llamadas D-branas, donde se pueden abrirse en líneas 1-dimensionales. Los extremos de la cadena no pueden desprenderse de la D-brana, pero pueden deslizarse sobre ella.

Duff dijo que estaba sentado en una conferencia en Tasmania, donde un colega presentó las fórmulas matemáticas que describen el entrelazamiento cuántico cuando se dio cuenta de algo. De pronto reconoció sus fórmulas. Eran similares a algunas que había desarrollado unos años antes durante el uso de la Teoría de Cuerdas para describir los agujeros negros. Cuando regresó al Reino Unido revisó sus cuadernos y confirmó que las matemáticas de estas áreas diferentes eran de hecho idénticas.

Duff y sus colegas se dieron cuenta de que la descripción matemática de las características del entrelazamiento entre tres qubits se asemeja a la descripción matemática, en la Teoría de Cuerdas, de una clase particular de agujero negro. Así, mediante la combinación de dos de los más extraños fenómenos en el universo, los agujeros negros y el entrelazamiento cuántico, se dieron cuenta de que podían usar la Teoría de Cuerdas para producir una predicción que podría ponerse a prueba. Usando las matemáticas que describen la Teoría de Cuerdas aplicadas a un agujero negro, predijeron el patrón de entrelazamiento que se producirán cuando cuatro qubits estén entrelazados entre sí. (La respuesta a este problema no se había calculado antes.) Aunque es técnicamente difícil de hacer, el patrón del entrelazamiento entre cuatro qubits entrelazados se podría medir en el laboratorio.

El descubrimiento de que la Teoría de Cuerdas parece hacer predicciones sobre el entrelazamiento cuántico es completamente inesperado, porque puede ser medido en el laboratorio, lo que quiere decir que finalmente los investigadores pueden probar las predicciones basadas en esta teoría.

Pero, dijo Duff, no hay ninguna conexión obvia para explicar por qué una teoría que está siendo desarrollado para describir el funcionamiento fundamental de nuestro universo es útil para predecir el comportamiento de los sistemas cuánticos entrelazados. "Esto puede decirnos algo muy profundo sobre el mundo en el que vivimos, o puede ser sólo una coincidencia peculiar", dijo Duff. "De cualquier manera, es útil".

Más información en el enlace.

Vía: Astrofísica y Física

SEGUIR LEYENDO...

Tamaños de asteroides potencialmente peligrosos

Los Objetos Cercanos a la Tierra (NEOs) son asteroides o cometas cuyos caminos los llevan a veces cerca de la órbita de la Tierra. Un NEO podría, por lo tanto, chocar algún día con la tierra – y hay casi 7000 de ellos conocidos, varias veces lo que muchos predijeron.

Los Objetos Cercanos a la Tierra (NEOs) son asteroides cuyas órbitas se acercan a la Tierra. Esta imagen del asteroide Gaspra fue obtenida por la nave Galileo y, aunque no es un NEO, la superficie de Gaspra puede parecerse a la de algunos NEOs. Los NEOs son también destinos potenciales para los astronautas. Astrónomos de SAO anunciaron los primeros resultados del mayor programa en marcha para determinar los tamaños y las características de los NEOs. Crédito: NASA

El impacto de un NEO, incluso de un kilómetro de tamaño, probablemente podría destruir un estado de tamaño medio. El evento de Tunguska que en 1908 arrasó más de 2000 kilómetros cuadrados en Rusia fue, según algunas estimaciones, causado por un asteroide de sólo 60 metros de diámetro. El Congreso ha encargado un objetivo a diez años para la catalogación del 90% del número total de NEOs mayores de 140 metros de diámetro.

Es relativamente fácil detectar un objeto cercano en luz visible observando su movimiento a través del cielo noche tras noche. Medir su tamaño, sin embargo, es mucho más difícil. El problema es que el brillo óptico de un NEO es el resultado de su tamaño y de su reflectividad (“albedo”) – y no es posible determinar el tamaño de un asteroide solo por su su brillo óptico. Hasta la fecha, sólo alrededor del 1,5% de los NEOs tienen medidas de su tamaño, y muchos de éstos son los relativamente grandes. Los astrónomos predicen que hay más de diez veces NEOs con diámetros desde los 100 metros hasta un kilómetro aunque, dado que el daño causado se relaciona aproximadamente con el volumen del asteroide, los de 100 metros son 1000 veces menos destructivos.

Los astrónomos del CfA Joe Hora, Giovanni Fazio, Smith Howard y Tim Spahr reunieron un equipo de dieciséis astrónomos para estudiar los NEOs a longitudes de onda infrarroja, donde los NEOs emiten su propia radiación así como reflejan la luz solar. El brillo infrarrojo, cuando se combina con el valor óptico, permite inferir a los científicos el tamaño y el albedo. Por otra parte, ya que el albedo es una propiedad de las características de la superficie del asteroide (¿sólida?, ¿una pila de escombros?) y de la composición mineralógica, el resultado ayuda a determinar la naturaleza del asteroide, y tal vez dónde se originó en el sistema solar, y cómo ha evolucionado.

Usando el Conjunto de Cámaras Infrarrojas del Telescopio Espacial Spitzer, el equipo ha realizado un programa para caracterizar 700 NEOs, un dramático incremento sobre el número que ahora se conoce. En su primer artículo sobre este proyecto en curso el equipo anunció los resultados iniciales: casi la mitad de los objetos tienen un diámetro inferior a un kilómetro, con el más pequeño de sólo unos 90 metros de ancho.

Informan que hasta el momento los datos sugieren que los NEOs más pequeños no sólo son más abundantes, sino que parecen haber pasado por procesos en el sistema solar que los han hecho ligeramente menos numerosos de lo esperado, a partir de una extrapolación de las estadísticas de los grandes NEOs. No menos importante, los astrónomos deducen de las condiciones de la superficie que estos pequeños asteroides son probablemente jóvenes – tal vez incluso hasta menos de un millón de años. Los resultados representan una espectacular contribución al difícil reto planteado por el Congreso para caracterizar la mayoría de los objetos cercanos a la Tierra potencialmente peligrosos , y mejorar nuestra comprensión de los procesos físicos que han ido conformando el sistema solar desde que se estableció alrededor de hace 5000 millones de años.

---

Fecha Original: 20 de agosto de 2010
Enlace Original

Vía: Ciencia Kanija

SEGUIR LEYENDO...

Espectro de un joven planeta extrasolar lleva a resultados sorprendentes

Los astrónomos de la Universidad de Hawai han medido la temperatura de un planeta joven gigante gaseoso girando alrededor de otra estrella usando el Observatorio WM Keck y los resultados son sorprendentes. Ellos han encontrado que su atmósfera es diferente a la de cualquier planeta extrasolar estudiado previamente.

Crédito: Brendan Bowler and Michael Liu, IfA/ Hawaii

Los astrónomos determinaron la temperatura del planeta al obtener un espectro de su luz emitida. Como resultado, encontraron que los actuales modelos teóricos de los planetas gaseosos gigantes no podían explicar todos los datos. El equipo sospecha que la razón es la presencia de polvo en la atmósfera del planeta. Los modelos con cantidades normales de polvo no se parecen a este planeta, pero los modelos con nubes de polvo excepcionalmente gruesas trabajan mucho mejor. Por lo tanto, parece que los jóvenes planetas gigantes gaseosos están muy nublados.

“Estamos en un punto donde no sólo podemos hacer imágenes directas de planetas alrededor de otras estrellas, sino que también podemos empezar a estudiar las propiedades de sus atmósferas en detalle. La espectroscopía directa de exoplanetas es el futuro en este campo”, dijo Brendan Bowler, estudiante graduado en la Universidad de Hawai y autor principal del estudio.

El planeta, conocido como HR 8799 B, es uno de los tres planetas gaseosos gigantes en órbita alrededor de la estrella HR 8799, ubicada a 130 años luz de distancia de la Tierra, en la constelación de Pegaso. Como referencia, la distancia a la estrella nocturna más cercana a la Tierra es de unos cuatro años luz. HR 8799 b es el planeta de menor masa alrededor de la estrella, alrededor de siete veces la masa de Júpiter. Este sistema de múltiples planetas fue descubierto por imagen directa, en 2008, y ahora, sólo un año y medio después, los astrónomos han obtenido un espectro de uno de sus planetas. El espectro de un planeta contiene mucha más información que una sola imagen: puede revelar la temperatura, composición química y propiedades de las nubes del planeta.

La técnica que usó el equipo para determinar la temperatura del planeta se basa en la química de la atmósfera del planeta. En concreto, la presencia o ausencia de metano gaseoso se puede utilizar como un termómetro. El equipo encontró que HR 8799 b muestra poco o nada de metano en su atmósfera. Con base en su espectro y en las imágenes previamente obtenidas del planeta, y comparando las observaciones con los modelos teóricos de atmósferas de baja temperatura, estiman que la temperatura más baja posible para el planeta es de unos 1200 Kelvin.

Los modelos, sin embargo, trabajaron mal al reproducir todos los datos. Los actuales modelos teóricos predicen que HR 8799 b debe tener cerca de 400 Kelvin menos que lo que se mide, a partir de la edad del planeta y la cantidad de energía que emite en la actualidad. El equipo sospecha que la diferencia obedece a que el planeta tiene mucho más polvo y nubes que lo esperado por los modelos actuales.

“Los estudios directos de los planetas extrasolares están aún en su infancia. Pero incluso en esta etapa inicial, estamos aprendiendo que estos objetos son de una especie diferente a los objetos que hemos conocido previamente “, dijo Michael Liu, profesor de astronomía de la Universidad de Hawai y coautor del estudio.

Los planetas alrededor de HR 8799 son increíblemente débiles, unas 100.000 veces más débiles que la estrella que los alberga. Para obtener el espectro de la HR 8799 B, el equipo se basó en el sistema de óptica adaptativa del telescopio Keck II para hacer una imagen ultra-aguda de la estrella durante muchas horas. Luego utilizaron el instrumento denominado OSIRIS instalado en Keck, un tipo especial de espectrógrafo, para separar con precisión el espectro del planeta de la luz de su estrella anfitriona.

“Los sistemas de óptica adaptativa en Keck y otros grandes telescopios terrestres hacen imágenes más nítidas que incluso el telescopio espacial Hubble. Con la óptica adaptativa estamos aprendiendo muchísimo acerca de objetos que son más pequeños que las estrellas de menor masa y más grande que los planetas más masivos gaseosos gigantes del Sistema Solar “, dijo Trent Dupuy, estudiante graduado de la Universidad de Hawai y coautor del estudio. El Dr. Michael Cushing del Laboratorio de Propulsión a Reacción, JPL, era también miembro del equipo al anunciar estos resultados.

Aunque ya han sido descubiertos más de 500 planetas  alrededor de otras estrellas, sólo de seis planetas se han obtenido imágenes directas. Tres de éstos están alrededor de HR 8799 y fueron descubiertos, en 2008, por Christian Marois del Consejo Nacional de Investigación de Canadá y colaboradores. Cuando se anunció, el descubrimiento representaba una de las primeras imágenes directas de la luz emitida por planetas extrasolares.

Un artículo que describe el estudio será publicado en la revista Astrophysical Journal más adelante, este año.

Más información en: http://keckobservatory.org/

Vía: El mensajero de los astros

SEGUIR LEYENDO...

Nuevo método para pesar planetas

Astrónomos de Alemania, Australia, Reino Unido, Canadá, y los Estados Unidos han encontrado una nueva forma de ponderar los planetas de nuestro Sistema Solar empleando las señales de radio de los púlsares.

"Esta es la primera vez que se pesa todo un sistema planetario, con sus planetas, lunas y anillos", dijo David Champion, del Instituto Max-Planck de Radioastronomía en Bonn, Alemania. "Y hemos proporcionado una verificación independiente de los resultados anteriores, lo que tiene gran importancia para la ciencia planetaria".

Las mediciones de las masas planetarias obtenidas por este método podrían incidir a la hora de elaborar los datos necesarios para futuras misiones espaciales. Hasta ahora,los astrónomos han pesado los planetas mediante la medición de las órbitas de las lunas o de las naves espaciales que vuelan en sus cercanías. Esto se debe a que la masa crea gravedad y la atracción gravitatoria de un planeta determina la órbita de todo lo que gira alrededor del él, es decir, determina tanto el tamaño de la órbita, como el tiempo que tarda en completarse. El nuevo método se basa en las correcciones que han realizado los astrónomos gracias a las señales de los púlsares.

La Tierra se desplaza alrededor del Sol, siendo este movimiento el que afecta al momento en el que recibimos la señal del púlsar. Para eliminar este efecto, los astrónomos han calculado la hora a la que los pulsos han llegado al baricentro o al centro de masas del Sistema Solar,alrededor del cual todos los planetas orbitan.

Debido a que la disposición de los planetas alrededor del Sol cambia todo el tiempo, el baricentro también varía de zona. Para calcular su posición, los astrónomos utilizan tanto una tabla de efemérides que indica el lugar donde se encuentran los planetas, como los valores de sus masas. Si la posición del baricentro arrastra errores de cálculo, estos errores se delatarán en los datos de sincronización que nos muestra el púlsar, por lo que éste nos puede ayudar a realizar correcciones.

"Por ejemplo, si la masa de Júpiter y sus lunas están mal, vemos un patrón de errores de sincronización que se repite cada 12 años, el tiempo de Júpiter tarda en orbitar el Sol", dijo Dick Manchester. Pero si la masa de Júpiter y sus lunas se corrigen, los errores de tiempo desaparecen. Este es el proceso de retroalimentación que los astrónomos han utilizado para determinar las masas de los planetas.

Los datos de un conjunto de cuatro púlsares se han utilizado para pesar Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno con sus lunas y anillos. La mayoría de estos datos fueron registrados con el telescopio de radio CSIRO Parkes, en el este de Australia, con algunas aportaciones del telescopio de Arecibo en Puerto Rico y el telescopio Effelsberg en Alemania. Las masas fueron consistentes con las medidas por la sonda. La masa del sistema joviano medida, es 0.0009547921 veces la masa del Sol, dato bastante más exacto que la masa determinada de la nave espacial Pioneer y Voyager, y consistente pero menos precisa que el valor de la nave espacial Galileo.

La nueva técnica de medida es sensible a una diferencia de masa de sólo 0,003 por ciento de la masa de la Tierra. "En un plazo corto, las naves espaciales seguirán haciendo las mediciónes más precisa de los planetas individuales, pero la técnica del púlsar puede ser utilizada para los planetas que no han sido visitados por sondas espaciales", dijo George Hobbs del CSIRO. La repetición de las mediciones de los valores mejoraría aún más. Si los astrónomos observaran un conjunto de 20 púlsares más de 7 años, tendríamos medidas de la masa de Júpiter más precisas que las proporcionadas por las naves espaciales. Para conseguir el mismo dato de Saturno necesitaríamos trece años.

“Los astrónomos necesitan esta temporización precisa porque están utilizando los púlsares para cazar las ondas gravitacionales que predijo Einstein en la teoría de la relatividad general”, dice el profesor Michael Kramer, director del grupo de investigación ‘Física Fundamental en Radioastronomía’ del Instituto Max Planck de Radioastronomía. “Encontrar estas ondas depende de la detección de cambios minúsculos en la sincronización de las señales de los púlsares, de modo que todas las otras fuentes de error se deben tener en cuenta, incluyendo los recorridos de los planetas del Sistema Solar”.

Más información en el enlace.

Vía: Astrofísica y Física

SEGUIR LEYENDO...

Listado de Noticias - Septiembre 2010

Septiembre 2010

• El Gran Telescopio de Canarias cumple su primer año
• Hace dos siglos se veían auroras en Barcelona
• Encuentran abundante vapor de agua en una vieja estrella
• Descubierto el más rico sistema planetario
• ¿Está encogiendo la Luna?
• ¿Cómo de masiva tiene que ser una estrella para convertirse en un agujero negro?
• Nuevas pistas sobre agua y volcanes marcianos
• El origen de los exoplanetas
• Una protonebulosa espiral perfecta
• Fuente extrema de rayos X sugiere que existe un nuevo tipo de agujero negro
• Importante avance en la Teoría de Cuerdas
• Tamaños de asteroides potencialmente peligrosos
• Espectro de un joven planeta extrasolar lleva a resultados sorprendentes
• Nuevo método para pesar planetas
• El cielo nocturno en septiembre de 2010

Más noticias

SEGUIR LEYENDO...

El cielo nocturno en septiembre de 2010

Para ver las efemérides del cielo nocturno de julio de 2010, hacer CLICK en el siguiente enlace:

http://www.elcielodelmes.com/el_cielo_del_mes_siguiente.php

SEGUIR LEYENDO...