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viernes 31 de octubre de 2008

El lado oscuro del universo

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Tiempo estimado de lectura: 3 min. 34 seg.

Parece humillante pensar que el universo está compuesto sólo en un 5% de materia normal, como la que forma lo que cotidianamente conocemos. El resto formaría el "lado oscuro del universo", compuesto por materia y energía oscura. Los físicos, ahora, están pensando que, quizás, ese "sector oscuro" sea mucho más complejo: fotones oscuros, electromagnetismo oscuro y hasta su propia química y biología oscuras.
Composición cosmológica del universo hoy

Hemos comentado aquí antes sobre Sean Carroll, físico del Instituto de Tecnología de California y autor de Cosmic Variance, blog en el que transmite sus ideas.

En un reciente post, Carroll nos vuelve a introducir en posibilidades teóricas muy interesantes sobre el "sector oscuro". Allí cuenta que este sector oscuro está compuesto por 25% de materia oscura. Se sabe que es "materia" porque se comporta así, en particular se acumula bajo la fuerza de la gravedad y su energía se diluye al expandirse el universo. Y hay una energía oscura que conforma el 70% del universo, que parece ser raramente uniforme, suavemente distribuída a través del espacio y persistente (que no se diluye) con el tiempo. (Ver "El universo es así")

Pero, hasta ahora, no hay evidencia de nada más interesante, más allá de eso. De hecho, los componentes individuales de materia y energía oscura parecen relativamente simples. Llevando sus características al mínimo provee un buen acuerdo con los datos. Para la materia oscura, mínimo significa que las partículas son frías (se mueven lentamente) y básicamente no interactúan entre sí. Para la energía oscura, significa que es perfectamente constante a través del espacio y tiempo.

Sin embargo, se tienen límites superiores, pero no conclusiones firmes. Es ciertamente posible que haya una gran cantidad de física escondida en el sector oscuro, pero que sea muy sutil para que la notemos. Por lo tanto, es importante que los teóricos propongan modelos específicos, testeables con características más allá de las mínimas.

Así es que Carroll, junto con Lotty Ackerman, Matt Buckley y Marc Kamionkowski están investigando una posibilidad provocativa: que, así como la materia ordinaria está unida a una fuerza de largo alcance conocida como electromagnetismo, mediada por partículas llamadas fotones, la materia oscura está unida a una nueva fuerza de largo alcance a la que se podría llamar "electromagnetismo oscuro", mediada por "fotones oscuros".

Lo que imaginan es que hay un nuevo tipo de fotón, que se relaciona con la materia oscura pero no con la ordinaria. Por lo que podría haber campos eléctricos oscuros, campos magnéticos oscuros, radiación oscura, etc. Esta materia oscura consistiría en partículas con carga oscura de +1 y la otra mitad con carga -1, las antipartículas oscuras. Ahora bien, se sabe que, hablando de materia normal, existe la antimateria. Se especula que al inicio del Big Bang existían en partes muy semejantes pero que había un poco más de materia que de antimateria. Ocurre que al encontrarse las partículas de materia y de antimateria, se aniquilan entre sí. Se piensa que como había más materia, una parte no se habría aniquilado y así tenemos hoy un universo local predominante de materia. Así que, ¿cómo sería posible que existiera 50% de materia oscura y 50% de antimateria oscura y no se aniquilen entre sí?
Según Carroll hay una variedad de posibilidades que explicarían eso. Por ejemplo, que la masa de las partículas de materia oscura haya sido suficientemente grande y su densidad, entonces, habría sido muy baja, por lo que no habría habido mucha aniquilación, ya que no se encontrarían fácilmente si la densidad es muy baja. Se me ocurre imaginar una localidad en la que la densidad de población fuese de 1 habitante por cada 5 km2. No sería muy habitual toparse con un vecino, al menos en comparación a lo que ocurre en Buenos Aires, con una densidad superior a 13.000 habitantes por km2!

Otra posibilidad es que la fuerza electromagnética oscura fuera extremadamente débil, no sería suficientemente efectiva para hacer colisionar a las partículas con sus antipartículas.

Según Carroll, lo interesante es que al hacer cálculos, parecen ser bastante razonables, en lo que concierne a la física de partículas. Para las partículas de materia oscura que pesen varios cientos de veces más que la masa del protón, habría una partícula de materia oscura en un volumen de espacio similar a una taza de café. La fuerza del electromagnetismo oscuro está caracterizada por la constante oscura de estructura fina, así como la fuerza electromagnética que conocemos se caracteriza por la constante de estructura fina (alfa = 1/137). Y, según el científico, el límite superior requerido en la constante oscura de estructura fina para detener la aniquilación de las partículas de materia oscura es muy similar.

Otras ideas se vienen desarrollando al respecto, teorizando sobre la posibilidad de fuerzas de largo alcance o quintaesencia, invocando campos escalares.

Según indica Carroll, una diferencia entre el electromagnetismo oscuro y la fuerza escalar es que el primero tiene tanto carga positiva como negativa y así, fuerzas atractivas y repulsivas. Por lo que es posible imaginar mucho más que una sola especie de materia oscura. ¿Y si se tiene dos tipos diferentes de partículas estables que llevan la carga oscura? Luego seríamos capaces de hacer átomos oscuros y se podría empezar a escribir sobre química oscura. La biología oscura estaría a pocos pasos.
No, claro, para las "mentes oscuras", no hace falta nada de eso. Desgraciadamente, ya existen.



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El Fantasma de Mirach en imagen de telescopio

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El Galaxy Evolution Explorer de NASA ha levantado el velo de un fantasma cósmico que reside en el universo local, generando nuevos conocimientos en la formación y evolución de las galaxias.
El fantasma de Mirach

La rara criatura, llamada NGC 404, es un tipo de galaxia conocida como "lenticular". Estas galaxias tiene forma de disco, con poca formación estelar y sin brazos espirales. NGC 404 es el ejemplo más cercano de una galaxia lenticular y, por ello, de gran interés. Pero yace oculta en el fulgor de una estrella gigante roja llamada Mirach o Beta Andromedae. Por esta razón, NGC 404 pasó a ser conocida por los astrónomos como el "Fantasma de Mirach".

Cuando el Galaxy Evolution Explorer(GALEX)espió la galaxia en luz ultravioleta, se materializó un espeluznante anillo.

"Pensamos que este fantasma celestial estaba escencialmente muerto, pero hemos podido mostrar que tiene un extendido anillo de nuevas estrellas. La galaxia tiene un carácter híbrido en el que la bien conocida población de estrellas viejas cuenta sólo una parte de la historia", explica David Thilker de la Universidad Johns Hopkins. "Es como los muertos vivos".

El científico y colegas del equipo del GALEX detectaron al "Fantasma de Mirach" en imágenes tomadas durante el sondeo del telescopio espacial. El Galaxy Evolution Explorer es una misión relativamente de bajo costo de NASA, lanzado en 2003, con el ambicioso objetivo de sondear todo el cielo en luz ultravioleta. Como la atmósfera terrestre absorbe los fotones ultravioletas -algo bueno para nosotros, ya que nos resultaría perjudicial- los telescopios ultravioletas deben operar desde el espacio.

Las primeras imágenes del Fantasma de Mirach tomadas por el telescopio dieron pistas de una extensiva estructura ultravioleta. Exposiciones más largas mostraron que la galaxia lenticular está rodeada de un anillo de estrellas nunca antes visto.

¿Qué está haciendo este misterioso anillo ultravioleta alrededor de esta galaxia lenticular? Al parecer, observaciones previas con el radiotelescopio Very Large Array (VLA) en Nuevo México descubrió un anillo de gas de hidrógeno que concuerda con el anillo ultravioleta observado por el GALEX. Los autores del estudio del VLA atribuyen el anillo del gas a una violenta colisión entre NGC 404 y una galaxia vecina menor, 900 millones de años atrás.

Las observaciones ultravioletas demostraron que, cuando el hidrógeno de la colisión se estableció en el plano de la galaxia lenticular, las estrellas comenzaron a formarse en un anillo. Las jóvenes y relativamente calientes estrellas en cúmulos estelares distribuídas a través del anillo de NGC 404 emitieron la luz ultravioleta que el instumento fue capaz de ver.


El fantasma de Mirach-Ampliar

"Antes de la imagen del Galaxy Evolution Explorer, NGC 404, se pensaba que contenía sólo estrellas rojas viejas y evolucionadas distribuídas en una suave forma elíptica, sugiriendo una galaxia vieja y sin evolucionar significativamente", dice Mark Seibert de los Observatorios de la Institución Carnegie. "Ahora vemos que ha vuelto a la vida, para crecer nuevamente".

Los hallazgos indican que la evolución de galaxias lenticulares podría no estar completa. De hecho, podrían continuar formando estrellas lentamente, al tomar material gaseoso de galaxias menores vecinas. Parece que, más que un fantasma, se trata de un vampiro cósmico, alimentándose de su vecindad.

En la imagen, el campo de visión se expande 55.000 años luz. El Fantasma de Mirach se localiza a 11 millones de años luz de la Tierra. La estrella Mirach es muy cercana en comparación, a sólo 200 años luz y es visible al ojo desnudo.
Los datos visibles provienen del Digitized Sky Survey del Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial.



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Crédito:NASA/JPL-Caltech/DSS


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Buscando antimateria primordial

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Un reciente estudio observó al Cúmulo de Bala, en busca de señales de antimateria primordial.
Cúmulo Bala

Esta visión del Cúmulo Bala, localizado a 3.8 mil millones de años luz de la Tierra, combina una imagen del Observatorio de rayos-X Chandra con datos ópticos del Telescopio Hubble y el Telescopio Magellan en Chile.

El cúmulo, oficialmente conocido como 1E 0657-56, se formó luego de una violenta colisión de dos grandes cúmulos de galaxias. Se trata de un objeto que se ha vuelto muy popular para la investigación astrofísica, incluyendo estudios de las propiedades de la materia oscura y la dinámica del gas.
(Ver "Choque de cúmulos provee pistas sobre materia oscura")

En una reciente investigación, el cúmulo fue usado para buscar la presencia de antimateria del universo muy primitivo. La antimateria está formada por partículas elementales que tienen la misma masa que sus correspondientes contrapartidas de materia -protones, neutrones y electrones- pero con cargas propiedades magnéticas opuestas.

De acuerdo al modelo del Big Bang, el Universo estaba bañado de partículas de materia y antimateria poco después de "la gran explosión". La mayoría de esta materia se aniquiló, pero como habría un poco más de materia que de antimateria (menos de una parte en mil millones), sólo la materia sobrevivió, al menos en el Universo local.

¿Pudo haber sobrevivido antimateria de aquella aniquilación?
Se piensa que luego del Big Bang hubo un período llamado "Inflación", cuando el Universo se expandió exponencialmente en una fracción de segundo.

"Si grupos de materia y antimateria existían cerca unas de otras antes de la inflación, podrían estar ahora separadas por más de la escala del universo observable, por lo que nunca las veríamos juntarse", señala Gary Steigman de la Universidad de Ohio, que condujo el estudio. "Pero podrían estar separadas en escalas menores, como aquellas de supercúmulos o cúmulos, que es una posibilidad más interesante".

En este caso, colisiones entre dos cúmulos de galaxias, podrían mostrar evidencia de antimateria. Las emisiones de rayos-X muestran cuánto gas caliente está involucrado en esas colisiones.

La imagen óptica muestra las galaxias en el cúmulo y la imagen de rayos-X (en rojo) revela cuánto gas caliente ha colisionado. Si parte del gas de algunos de los cúmulos tiene partículas de antimateria, habría una aniquilación entre la materia y la antimateria y los rayos-X estarían acompañados de rayos gamma.

Steigman usó datos de Chandra y del Observatorio de rayos gamma Compton para estudiar el cúmulo Bala. A una distancia relativamente cercana y con una favorable orientación vista desde la Tierra, este cúmulo provee un excelente test para buscar por signos de antimateria.

La cantidad observada de rayos-X de Chandra y la no detección de rayos gamma por parte del Observatorio Compton muestran que la fracción de antimateria en el cúmulo es menor a tres partes por millón. Más aún, simulaciones de la fusión del cúmulo muestran que estos resultados descartarían cantidades signficativas de antimateria en escalas de unos 65 millones de años luz, una estimación de la separación original de los dos cúmulos colisionantes.

"La colisión de materia y antimateria es el proceso más eficiente para generar energía en el Universo, pero podría no ocurrir en escalas muy grandes. Pero no me estoy rindiendo y estoy planeando buscar en otros cúmulos colisionantes de galaxias que han sido descubiertos recientemente", dijo el científico.

Encontrar antimateria en el universo podría decir a los científicos acerca de cuán largo fue el período de inflación.



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Crédito:NASA/CXC/CfA/M.Markevitch et al.; Optical: NASA/STScI; Magellan/U.Arizona/D.Clowe et al.


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jueves 30 de octubre de 2008

Un diez para el Hubble

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Tiempo estimado de lectura: 1 min. 38 seg.

El telescopio espacial Hubble está trabajando nuevamente y, una prueba de ello y una magnífica fotografía de la increíble par de galaxias Arp 147, que parecen estar marcando un "10".
Arp 147

Sólo un par de días después de volver a estar en línea, el observatorio orbital Hubble apuntó su Cámara de amplio campo y planetaria (WFPC2) hacia un par de galaxias interactuantes llamadas Arp 147.

La imagen demuestra que la cámara está funcionando igual a como lo venía haciendo antes, anotándose un perfecto 10 por su rendimiento. Y, de hecho, el alineamiento de las galaxias parece estar "dibujando un 10".

La galaxia de la izquierda, que aparece de canto a nuestra línea de visión, (la que sería el dibujo del "1") está relativamente sin perturbar, más allá del anillo de luz estelar. La galaxia de la derecha (el "0") exhibe un grumoso anillo azul de intensa formación estelar.


Arp 147-Ampliar

El anillo fue formado luego de que la galaxia a la izquierda pasara a través de la galaxia de la derecha. Así como una piedra arrojada a un estanque crea una onda circular moviéndose hacia el exterior, es decir, ondas, un anillo en propagación, de mayor densidad, fue creado en el punto de impacto de las dos galaxias.
Al colisionar esta densidad excesiva con el material exterior que se estaba moviendo hacia dentro debido al tirón gravitacional de las dos galaxias, se produjeron shocks y gas denso que estimularon la formación de estrellas.

La parte rojiza en la región inferior izquierda del anillo azul probablemente marca la localización del núcleo original de la galaxia golpeada.

Arp 147 aparece en el Atlas de Galaxias Particulares de Arp, compilado por Halton Arp en 1960 y publicado en 1966.
Habíamos hablado acerca del catálogo en "Una fabulosa colección de galaxias salvajes".

El par yace en la constelación Cetus, a más de 400 millones de años luz de la Tierra.

La imagen fue compuesta de imágenes de la cámara WFPC2 tomadas con tres filtros separados. Los colores azul, verde y rojo representan a los filtros azul, de luz visible e infrarrojo, respectivamente.

El par galáctico fue fotografiado entre el 27 y 28 de octubre.

Las misiones STS-125 y STS-126
En tanto, se supo que la Misión de Servicio 4 (STS-125), que se había pospuesto al menos para febrero, se demoraría hasta mayo de 2009. Esto es porque para esa misión no tendrán, hasta entonces, el componente de repuesto para el sistema de manejo de datos que recientemente falló.
Por otro lado, la misión STS-126 de Endeavour a la Estación Espacial Internacional está establecida para el 14 de noviembre.

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Crédito:NASA, ESA and M. Livio (STScI)


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martes 28 de octubre de 2008

El gran desafío cósmico

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Los cosmólogos están desafiando al mundo a resolver un fascinante problema estadístico, para acercarnos al entendimiento de la naturaleza de la energía y materia oscuras que forman hasta un 95% del Universo. El Desafío GREAT08 PASCAL(llamado así por GRavitational lEnsing Accuracy Testing 2008) lo establecen 38 científicos de 19 instituciones internacionales con el objetivo de tentar a otros investigadores a resolverlo para el 30 de abril de 2009.
Logotipo de GREAT08 PASCAL

"El Desafío GREAT08 PASCAL nos ayudará a responder la pregunta más importante en cosmología hoy: ¿Qué es la energía oscura que parece formar la mayor parte del universo? Nos damos cuenta que resolver nuestro problema de procesamiento de imágenes no requiere conocimiento de astronomía, por lo que estamos intentando atraer nuevas propuestas de otras disciplinas", indica la Dra. Sarah Bridle del Centro de computación estadística de la University College London.

¿Qué es eso del problema estadístico?
Se trata de un problema de análisis de imágenes. Expliquemos porqué.
El 20 % de nuestro universo parece estar formado por materia oscura, una sustancia desconocida que es fundamentalmente diferente al material que forma nuestro mundo conocido. Se infiere la existencia de esta materia por sus efectos gravitacionales, por lo que se supone que allí está, pero si fuera material "normal", es decir, compuesta por átomos con núcleos de protones y neutrones y una nube de electrones orbitando, se debería comportar como el resto de la materia conocida, y no es el caso. Pero eso no es todo. El 75% del universo parece estar formado por una forma de energía completamente misteriosa a la que se denomina energía oscura. Se han intentado muchas explicaciones para la misma, incluyendo que las teorías gravitatorias vigentes son erróneas, pero no hay nada seguro al respecto.

El método con el mayor potencial para descubrir la naturaleza de la energía oscura apela a los lentes gravitacionales, en los que las formas de las galaxias distantes son distorsionadas por la gravedad interviniente de materia oscura. Así como las luces de un baño aparecen distorsionadas al mirarlas a través del vidrio de la ventana y es posible usar esas distorsiones para aprender acerca de la variación del grosor del vidrio, de la misma manera, podemos aprender acerca de la distribución de la materia oscura al mirar las formas de galaxias distantes, según señala Bridle.

Imagen de prueba


Las imágenes de las galaxias aparecen entonces distorsionadas cuando entre la Tierra y las galaxias distantes hay un objeto que actúa como lente. Para aprender acerca de la materia oscura, entonces, es necesario analizar esas imágenes distorsionadas. Eso involucra análisis para los cuales no es necesario un conocimiento específico en astrofísica, sino en inferir estadísticas y resolver problemas.

Los cosmólogos esperan que los próximos años sean excitantes en la interpretación de resultados de los nuevos experimentos diseñados para descubrir la naturaleza de la energía oscura, incluyendo el Dark Energy Survey en Chile y el Pan-STARRS en Hawaii. Los métodos desarrollados para resolver el Desafío GREAT08 ayudarán al análisis de esos nuevos datos.

El Desafío GREAT08 contiene 200 GB de imágenes simuladas, con 30 millones de imágenes de galaxias.



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Logo de GREAT08 PASCAL e imagen de muestra.


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Un sistema cercano tiene dos cinturones de asteroides

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Nuevas observaciones del Telescopio Spitzer indican que el sistema planetario más cercano a la Tierra tiene dos cinturones de asteroides. La estrella huésped del sistema, Epsilon Eridani, es una versión más joven y fría que nuestro Sol. Anteriormente, los astrónomos descubrieron evidencia de dos posibles planetas en el sistema y de un anillo de cometas helados similar a nuestro Cinturón de Kuiper.
Ilustración de Epsilon Eridani

Ahora, el Telescopio Espacial Spitzer descubre que el sistema dos cinturones. Uno yace aproximadamente a la misma distancia que el cinturón de asteroides en nuestro sistema solar. El segundo, más denso, probablemente también poblado mayormente por asteroides, yace entre el primer cinturón y el anillo de cometas. La presencia de los cinturones implicaría planetas adicionales en este sistema.

"El sistema probablemente luce muy similar al nuestro cuando la vida hechó raíces en la Tierra", dice Dana Backman, astrónoma del Instituto SETI en California y directora de la misión Sofia.
"La mayor diferencia que conocemos hasta ahora es que tiene un anillo adicional", indica la autora de un reporte con los resultados que aparecerá en Astrophysical Journal el 10 de enero.

El diagrama compara el sistema Epsilon Eridani con nuestro sistema solar

Los cinturones de asteroides son desechos de rocas de las fases tempranas de formación planetaria. Su presencia alrededor de otras estrella indica que los planetas rocosos como el nuestro pueden estar orbitando en las regiones internas del sistema, mientras masivos planetas gaseosos lo hacen cerca de los límites de los cinturones. En nuestro sistema solar, por ejemplo, hay evidencia de que Júpiter, que yace justo después de nuestro cinturón de asteroides, causó la formación del cinturón al agitar el material, que de otra forma se habría fusionado en un planeta. Hoy en día, Júpiter ayuda a mantener a nuestro cinturón de asteroides confinado en un anillo.

Los astrónomos han detectado estrellas con señales de múltiples cinturones de material anteriormente, pero Epsilon Eridani está mucho más cerca de nuestro planeta y es más parecida a nuestro Sol. Se encuentra a sólo 10 años luz de distancia, es apenas un poco menos masiva que el Sol y tiene unos 800 millones de años de edad (una quinta parte la edad de nuestra estrella).

Como la estrella está tan cerca y es similar al Sol, es popular en la ciencia ficción. La serie de televisión Star Treck y Babylon 5 se refieren a Epsilon Eridani, y ha sido mencionada en novelas de Isaac Asimov y Frank Herbert, entre otros.

La popular estrella fue también una de las primeras en la que se buscó signos de otras civilizaciones usando radiotelescopios en 1960.

Spitzer observó Epsilon Eridani con sus dos cámaras infrarrojas y su espectómetro infrarrojo. Cuando los asteroides y cometas colisionan o evaporan, liberan pequeñas partículas de polvo que emiten calor que Spitzer puede detectar. "Como el sistema está tan cerca Spizter puede tomar detalles del polvo, dándonos una buena mirada sobre la arquitectura del sistema", indica el co-autor Karl Stapelfeldt de JPL.

Los cinturones detectados orbitan a distancias aproximadas de 3 a 20 unidades astronómicas (UA) de la estrella. Nuestro cinturón yace a unas 3 UA del Sol y Urano está a unas 19 UA.

Uno de los dos planetas previamente identificados alrededor de la estrella, llamado Epsilon Eridani b, fue descubierto en 2000. El planeta se piensa que orbita a una distancia promedio de 3.4 UA de la estrella, justo fuera del cinturón más interno identificado por Júpiter. Es la primera vez que un cinturón de asteroides y un planeta, más allá de nuestro sistema solar, se encuentran en un arreglo similar al de nuestro cinturón y Júpiter.

Algunos investigadores reportaron que Epsilon Eridani b orbita en una elipse exagerada entre 1 y 5 UA, pero esto significaría que el planeta cruzaría y alteraría al cinturón. En cambio, Backman y sus colegas dicen que este planeta debe tener una órbita más circular que lo mantiene fuera del cinturón.

El otro planeta candidato fue propuesto en 1998 para explicar la irregularidad observada en el anillo de cometas exterior de la estrella. Se piensa que yace cerca del borde interno del anillo, que orbita entre 35 y 90 UA de la estrella.

El cinturón intermedio detectado por Spitzer sugiere que un tercer planeta podría ser responsable de la creación de ese material. Este planeta podría orbitar a unas 20 UA y yacer entre los otros dos planetas. "Detallados estudios de los cinturones de polvo en otros sistemas planetarios nos dicen mucho sobre su compleja estructura", señala Michael Werner, co-autor del reporte.





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El diagrama compara el sistema Epsilon Eridani con nuestro sistema solar. Los dos sistemas están estructurados de forma similar y ambos hospedan asteroides (marrón), cometas (azul) y planetas (puntos blancos).
Crédito:NASA/JPL-Caltech


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sábado 25 de octubre de 2008

Estudio de galaxias pone en duda la materia oscura

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Las propiedades físicas de la mayoría de las galaxias en el universo pueden ser explicadas en términos de tan sólo un parámetro. Esa es la controversial conclusión de un equipo de astrónomos que estudiaron 195 galaxias. Los científicos piensan que su descubrimiento podría significar que la materia oscura fría no existe.
Galaxias

Una de las preguntas más importantes en cosmología es cómo se formaron las galaxias desde una bola de fuego primordial después del Big Bang. Los físicos creen que la materia ordinaria -la que forma a las estrellas, planetas y seres humanos- habría sido distribuída regularmente a través del universo por la intensa radiación presente luego de la Gran Explosión. Pero eso hace bastante improbable que se formen densos grupos de materia que crezcan rápidamente para formar galaxias, que es lo que parece haber ocurrido menos de mil millones de años después del Big Bang.

La solución podría radicar en la materia oscura fría (cold dark matter en inglés, o CDM), una forma de materia invisible que interactuaría con la gravedad pero no con la radiación electromagnética. Según los astrofísicos, la materia oscura fría no habría sido distribuída regularmente por la radiación, sino que se habría agrupado gracias a la gravedad. Estas regiones más densas de materia oscura habrían luego evolucionado a galaxias con materia normal y oscura. La visión se respalda en las observaciones indirectas que sugieren que esta clase de materia aún desconocida forma la mayor parte de la masa de una galaxia típica.

Muchos astrofísicos creen que este proceso puede ser descripto por la teoría de formación jerárquica de galaxias, en la que progresivamente los mayores grupos de materia se atraen entre sí fusionándose en violentas colisiones. Por este proceso caótico de formación, debería haber entonces una amplia variedad de tipos de galaxias en el Universo. La visión parece respaldada con la observación de que las galaxias tienen varias propiedades, como el radio, la masa, la tasa de rotación y luminosidad, por ejemplo.

Seis en uno
Sin embargo, en la última década, los astrónomos encontraron que existen correlaciones entre algunas propiedades de las galaxias. El radio de una galaxia, por ejemplo, puede ser predicho por medición de su luminosidad. Ahora, Mike Disney, de la Universidad Cardiff y colegas, dicen haber mostrado que seis importantes propiedades de las galaxias están controladas por un único parámetro. Aunque el equipo aún no identificó ese parámetro, creen que está relacionado con la masa de las galaxias.

De acuerdo a Disney, el descubrimiento hace muy improbable que las galaxias se formen de acuerdo a la teoría jerárquica. Y va más allá al indicar que los resultados del equipo ponen a la existencia de la materia oscura fría en duda.

El equipo usó datos observacionales del radio telescopio Parkes en Australia para identificar unos 300 objetos candidatos a galaxias por las ondas de radio del hidrógeno neutro. Luego, Julianne Dalcanton y colegas de la Universidad de Washington buscaron en los datos ópticos del Sloan Digital Sky Survey (SDSS) a los mismos objetos y encontraron que 200 de ellos eran, efectivamente, galaxias.

Parámetro único
Usando estos datos, el equipo clasificó las galaxias en términos de seis propiedades independientes. Estos fueron dos radios ópticos (que definen los tamaños de las regiones de una galaxia que emite 50% y 90% de la luz del objeto); la luminosidad; la masa de hidrógeno neutro en la galaxia; la masa dinámica (que incluye a la materia oscura); y el color de la galaxia. Luego el equipo realizó análisis estadísticos de los datos y encontró cinco correlaciones entre estas seis propiedades, conduciéndolos a pensar que la estructura de estas galaxias es controlada por un solo parámetro. Aunque el equipo no fue capaz de concluir exactamente qué es ese parámetro, según Disney, parece tener una fuerte relación con la masa de las galaxias.

Disney arguye que el hallazgo resulta extraño a la teoría de formación jerárquica, de acuerdo a la cual la estructura de una galaxia estaría fuertemente influenciada por la naturaleza de las colisiones que la formaron. "Si ese fuera el caso esperaríamos ver 4-5 parámetros independientes", explica.

Y como la teoría jerárquica tiene a la materia oscura fría en sus raíces, Disney cree que el estudio provee evidencia de que ese tipo de materia sencillamente no existe. "Quizás nuestras observaciones puedan ser explicadas por la materia oscura fría, pero no apostaría a ello", desafía.

No todos están convencidos
Richard Bower, de la Universidad de Durham explicó a physicsworld.com que los defensores de CDM están al tanto de las correlaciones entre las propiedades de las galaxias y están tratando de explicarlas. "La teoría ha sido testeada exitosamente contra un número de correlaciones individuales", indicó, pero admitió que los defensores de la materia fría oscura deben demostrar que la teoría puede lidiar con este método de análisis.

Bower indicó, además, que la fusión de galaxias no parece ahora tan importante como en versiones anteriores de la teoría jerárquica. Como resultado, él dice tener confianza en que la formación galáctica pueda ser explicada usando CDM. Además, el científico cuestionó el significado de la dominación del parámetro de masa sobre los demás, notando que la masa de las galaxias varían a lo largo de un rango dinámico más amplio que los otros parámetros, por lo que no es sorprendente que la correlación de masa sea la más fuerte.

Disney está ahora explorando teoría de formación de galaxias que no involucren a la materia oscura, sino a materia convencional.

Una alternativa al modelo de materia oscura fría es el modelo de jerarquía gravitacional, para el cual es necesario pequeñas fluctuaciones de densidad (espacios donde la densidad es un poco más elevada que la media). Aquellos espacios más densos, en consecuencia, con una mayor gravedad, atraen a la materia circundante. Claro que habría que saber explicar cómo y porqué se crean espacios de inhomogeneidades más densos...

Y también se ha postulado el modelo ruso, denominado como Modelo de panqueque, desarrollado por Yakov Borisovich Zel'dovich, que se basa en materia oscura caliente (es decir, partículas moviéndose a altas velocidades) que desarrollaría grandes estructuras a partir de las cuales se producirían fragmentos. Es, por tanto, una teoría "de arriba a abajo" en contraposición a la teorías que forman primero pequeñas estructuras que van creciendo por fusiones y colisiones.



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Una selección de galaxias del estudio.
Crédito:Andrew West


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viernes 24 de octubre de 2008

Las buenas vibraciones de las estrellas

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Sondeando el Sol a través de una técnica similar a la sismología ha abierto una nueva era para entender el interior de nuestra estrella. El satélite Corot aplicó ahora esta técnica a tres estrellas, investigando directamente sus interiores, por primera vez.
Ilustración de las oscilaciones en una estrella

Cuando las oscilaciones globales del Sol fueron descubiertas, los científicos se dieron cuenta que abrían una nueva ventana al interior del Sol. Como la propagación de las ondas sísmicas en la Tierra, que proveen información acerca del interior de nuestro planeta, las ondas de sonido viajan a través del Sol llevando información sobre lo que está pasando debajo de la superficie.

Estas oscilaciones también pueden ser observadas en otras estrellas. Pueden ser detectadas a través de la variación en la luz emitida por la estrella al oscilar la superficie: la técnica que usó el satélite Corot. Esto revela la estructura interna de la estrella y la forma en que la energía es transportada desde el núcleo a la superficie.

"Otras técnicas para estimar oscilaciones estelares han sido usadas desde tierra, pero están limitadas en lo que pueden hacer", informa Malcolm Fridlund, científico de Corot en el centro de Investigación ESTEC de la Agencia Espacial Europea (ESA), y coautor de los resultados.

"Las adversas condiciones de clima y el hecho de que no se puede observar estrellas durante el día, obligan a los astrónomos en suelo a interrumpir sus observaciones. Ahora, la clave para detectar esas pequeñas oscilaciones estelares desde grandes distancias no es sólo la sensibilidad de un instrumento sino también la oportunidad de observar la estrella sin interrupciones: cualquier interrupción produce ruido en los datos que puede cubrir una señal completamente. Así, para estar seguros, debemos abordar el tema con los instrumentos adecuados y desde el espacio", agrega el científico.

Las tres estrellas investigadas por Corot - conocidas como HD499933, HD181420 y HD181906 – son similares a nuestro Sol y están localizadas entre 100 y 200 años luz de distancia.

El Dr. Eric Michel del Observatorio de París y un gran grupo de colegas de Europa y Brasil analizaron los datos para determinar que las tres estrellas cercanas, todas significativamente más calientes que nuestro Sol, también tienen vibraciones mayores y una textura de superficie o granulación más fina. Con estos datos, los investigadores muestran que las oscilaciones de estas estrellas son unas 1.5 veces más vigorosas que en nuestro Sol y su granulación es unas tres veces más fina.

Estos resultados representan la primera vez que los investigadores han sido capaces de medir con exactitud las amplitudes de oscilación y granulación de estrellas más allá del Sistema Solar.

El hallazgo inicial de oscilaciones en nuestro Sol, a finales de 1970, llevó a la creación de la astrosismología, que desde entonces se usa para medir el movimiento y transporte de calor alrededor del Sol. El progreso en el entendimiento de la estructura interna del astro que nos alumbra diariamente, sin embargo, chocó contra la necesidad de obtener datos precisos de observaciones sin interrupción. Esto hace imposible el estudio desde tierra. De allí que estas observaciones realizadas desde el espacio, sin interrupciones, con el satélite Corot, durante 60 días, ayuden a refinar nuestro entendimiento de las estrellas y de nuestro Sol.

"Aunque la energía del Sol es más o menos constante a lo largo de nuestro tiempo de vida, cada pequeña variación puede tener importantes efectos", señala Brooks Hanson, editor de física de la revista Science en la que se publicaron los resultados. "Entender esa pequeña variabilidad es crucial para, por ejemplo, predecir tormentas solares y clima espacial y entender las causas en los cambios de clima de la Tierra.", añadió.

La pulsación de las estrellas depende de su edad, tamaño y composición química. (En la nota de BBC es posible escuchar estas ondas de sonido!)
Según Michel, las pulsaciones de las tres estrellas estudiadas es cercana, pero no igual a lo esperado, por lo que los científicos deberán preguntarse si no es necesario replantearse los modelos hasta ahora aceptados.


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Ilustración de las oscilaciones globales de una estrellas sacudiendo todo el interior y así transportando información. El color amarillo refiere a máximas variaciones de temperatura, debido a las oscilaciones.
Crédito:Aarhus University/S. Frandsen


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jueves 23 de octubre de 2008

El Observatorio Chandra, en Flickr

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El Observatorio de Rayos-X Chandra ya tiene su propio álbum de fotografías del Universo en Flickr Commons, para admirar, descargar, comentar y compartir.
Se pueden hallar imágenes de rayos-X, así como también composiciones con datos ópticos de Hubble e infrarrojos de Spitzer.


Las imágenes son de Flickr Commons, es decir que son de Patrimonio Público.

Según el "Patrimonio público", las instituciones culturales que hayan determinado razonablemente que una fotografía no tiene restricciones de derechos de autor están invitadas a compartir la fotografía conforme con una nueva pauta de uso llamada "sin restricciones conocidas de derechos de autor".

Puede ser difícil analizar las fotografías según las leyes de derechos de autor, no sólo porque en los diferentes países las leyes son diferentes con respecto al alcance y la duración de la protección, sino porque las fotografías en sí a menudo no poseen líneas de crédito, fechas y demás información que las identifique. Las bibliotecas, los museos y demás instituciones culturales poseen mucha experiencia con las fotografías porque normalmente las coleccionan, conservan, documentan y estudian de acuerdo con sus misiones sin fines de lucro. Sin embargo, en muchos casos, una institución cultural no será la dueña de los derechos según las leyes de derechos de autor. Por lo tanto, no puede otorgar permiso a las personas que deseen usar una fotografía ni proporcionar una garantía de que la fotografía está en el dominio público.

Existen poco más de una docena de instituciones que participan en Flickr Commons, por el momento, entre las cuales figura la Institución Smithsonian, a cargo de las operaciones de Chandra.

En el álbum del Observatorio hay, de momento, unas 80 imágenes, que seguramente se irán incrementando con el tiempo.


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Crédito:Chandra Blog


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miércoles 22 de octubre de 2008

Casual hallazgo de raro evento en un cuásar

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Un poco de casualidad ha favorecido a los astrónomos a obtener una sorpresiva visión de un evento nunca antes observado en un cuásar, que podría ser el nacimiento de una galaxia.
Representación de un cuásar

Astrónomos de la Universidad de Florida y de la Universidad de California, Santa Cruz, son los primeros en descubrir el comienzo de un enorme flujo de gas de un cuásar, es decir, el super brillante núcleo de una galaxia extremadamente remota aún en formación. El gas fue expulsado del cuásar y su enorme agujero negro en algún momento hace 10 mil millones de años, un increíblemente fugaz evento notado sólo por el afilado ojo de un universitario y la formidable convergencia de dos observaciones separadas.

"Fue completamente casual. De hecho, la única forma en que pudo haber ocurrido es a través del azar", indica Fred Hamann, profesor en Florida.

Los cuásares son núcleos extremadamente brillantes de galaxias muy distantes que, según se piensa, contienen agujeros negros supermasivos. El cuásar en cuestión -denominado J105400.40+034801.2- es de hace 10.300 millones de años (Corrimiento al rojo de z ~ 2.1)

Los agujeros negros en los cuásares son invisibles, claro, pero el material que es atraído hacia ellos forma un disco de acreción, fuente de la intensa luz de los cuásares. Parte del material cayendo hacia el agujero puede ser expulsado para formar enormes nubes de gas, fluyendo a una velocidad cercana a la de la luz. El gas del cuásar, en este caso, fluye a 93 millones de kilómetros por hora, según explica Hamann.

Mientras los astrónomos han observado la presencia de esas nubes de gas en otros cuásares, no se había atestiguado una formándose, hasta ahora.

Hamann indicó que el descubrimiento fue iniciado por Kyle Kaplan, estudiante de Santa Cruz que notó peculiaridades en el espectro que se había grabado del cuásar. El espectro fue recogido en 2006 como parte de un esfuerzo para estudiar las galaxias entre el cuásar y la Tierra.

Cuando Hamann y otros astrónomos cotejaron ese espectro contra otro de la misma región grabado en otro sondeo realizado en 2002, se sorprendieron al descubrir que no había indicaciones de la nube de gas.

"Así es como sabemos que esto apareció entre 2002 y 2006", explica.

Daniel Pogra, profesor de física en Nevada y experto en flujos de gas de objetos astronómicos, indicó que el descubrimiento fue muy afortunado.

"Los seres humanos no podemos monitorear directamente cambios en cuásares ya que tardan muchos varios años. Así, un descubrimiento de un cambio en unos pocos años es muy interesante. No es inesperado, pero las probabilidades son muy pequeñas".

"El hecho de haber visto uno aparecer en un período tan corto de tiempo significa que es una estructura de tipo volátil. Podría ser una fase evolucionaria o quizás un estadío de transición de una fase a otra", señala Hamann sobre el descubrimiento del flujo de gas del cuásar.

El hallazgo abre nuevas posibilidades de conocimiento sobre estos lejanísimos objetos tan brillantes.

"Una pregunta interesante en astronomía es cómo la evolución de los cuásares está relacionada con la evolución de las galaxias. La materia eyectada por los cuásares podría ser la clave para esta relación porque puede alterar o regular la formación de galaxias alrededor de los cuásares. Este hallazgo es una pequeña pieza de una historia que vemos ocurrir en tiempo real y lo que vamos a hacer ahora es seguir observando".

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Ilustración de los flujos de gas (en azul) rodean a un agujero negro de un cuásar.
Crédito:University of Florida/Myda Iamiceli


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martes 21 de octubre de 2008

Una nube rojiza y con una sorpresa doble

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Tiempo estimado de lectura: 1 min. 30 seg.

Una nueva imagen de ESO muestra la increíble complejidad de una vasta nursería estelar, denominada Gum 29. En el centro, un pequeño cúmulo de estrellas -llamado Westerlund 2- hospeda uno de los más masivos sistemas de estrellas dobles conocido por los astrónomos.
Gum 29

Gum 29 es una enorme región de gas de hidrógeno ionizado por la intensa radiación de las jóvenes y calientes estrellas localizadas en su centro. Los astrónomos denominan a esto una región HII (pronunciado como "Hache Dos"). Y éste particularmente increíble ejemplo se extiende por 200 años luz. El nombre Gum 29 proviene de ser la 29º entrada en el catálogo publicado por el astrónomo australiano Colin Stanley Gum en 1955.

Embebido en lo profundo de una gigantesca y nebulosa expansión de Gum 29, yace un relativamente pequeño cúmulo conocido como Westerlund 2, que se observa claramente en el centro de la imagen. Las últimas mediciones indican que yace a una distancia de 26.000 años luz de la Tierra, colocándolo hacia el límite exterior del brazo espiral Carina de la Vía Láctea. La distancia del cúmulo ha sido materia de intenso escrutinio en el pasado, dado que es uno de los parámetros necesarios para entender a este intrigante objeto. Westerlund 2 es, también, muy joven, con una edad de sólo 1 ó 2 millones de años.


Masivo sistema estelar doble en Westerlund 2

Observaciones previas mostraron que dos estrellas son verdaderos "leviatanes". Juntas, forman lo que se conoce como sistema doble. Las dos estrellas tienen masas de 82 y 83 veces la de nuestro Sol y rotan alrededor de cada una en aproximadamente 3.7 días. Se encuentran entre las estrellas más masivas conocidas por los astrónomos.

Detalladas observaciones de este intrigante par mostraron, además, que son dos estrellas del tipo Wolf-Rayet. Se trata de estrellas masivas acercándose al final de sus vidas, expulsando grandes cantidades de material como su último canto del cisne. Observaciones realizadas en rayos-X mostraron que corrientes de material de cada estrella colisionan continuamente, creando brillante radiación de rayos-X.

La imagen fue obtenida con la cámara the Wide Field Imager adjunta al telescopio de 2.2 m Max Planck de ESO en el Observatorio La Silla, en Chile.




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ESO PR Photo 37/08
The Gum 29 nebula
Crédito:ESO


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Lente gravitacional revela joven galaxia distante

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Los astrónomos usaron el radiotelescopio Very Large Array (VLA) para observar una galaxia a más de 12 mil millones de años luz de la Tierra, vista tal como era cuando el Universo tenía apenas un 15% de su edad actual. Entre esta galaxia y la Tierra yace otra galaxia, tan perfectamente alineada a lo largo de la línea de visión que su intensa gravedad curva la luz y ondas de radio del objeto más lejano en lo que se denomina "Anillo de Einstein".
Gráfico sobre funciona la lente gravitacional que permitió observar a la distante galaxia PSS J2322+1944

Una lente gravitacional se forma cuando la luz proveniente de objetos lejanos se curva alrededor de un objeto masivo situado entre el objeto emisor y el receptor.

Esta lente gravitacional hace posible para los científicos aprender detalles de la joven y distante galaxia que de otro modo no hubieran podido.

"La Naturaleza nos provee de una lente de aumento para espiar el funcionamiento de una galaxia en nacimiento, dándonos una excitante mirada al violeto proceso de creación de las galaxias en la historia temprana del Universo", señala Dominik Riechers, que lideró el proyecto en el Instituto de Astronomía Max Planck en Alemania y ahora en Caltech.

La nueva imagen de la distante galaxia, denominada PSS J2322+1944 muestra un masivo reservorio de gas, de 16.000 años luz de diámetro, que contiene el material para formar nuevas estrellas. Un agujero negro supermasivo está deglutiendo vorazmente material y se están formando nuevas estrellas a una tasa de casi 700 astros por año. En comparación, nuestra Vía Láctea produce el equivalente de 3 a 4 estrellas por año.

El agujero negro parece estar cerca del borde, en vez de en el centro, de este gigantesco reservorio de gas, indicando, según explican los astrónomos, que la galaxia se fusionó con otra.

"Esta imagen total, de masivas galaxias y agujeros negros supermasivos formándose a través de la fusión de galaxias tan temprano en el Universo, es un nuevo paradigma en la formación de galaxias. Este sistema nos permite ver este proceso con detalles sin precedentes", añade Chris Carilli, del Observatorio Radio Astronómico Nacional (NRAO).

En 2003, los astrónomos estudiaron este sistema, encontrando el Anillo de Einstein al observar ondas de radio emitidas por moléculas de Monóxido de carbono (CO). Cuando los astrónomos notan grandes cantidades de CO en una galaxia, concluyen que también hay presente una gran cantidad de hidrógeno molecular y así una gran reserva de combustible para la formación estelar.

En el último estudio, los científicos produjeron un modelo físico de la galaxia intermedia. Al conocer la masa, estructura y orientación de esta galaxia, pudieron deducir los detalles de cómo curva la luz y ondas de radio de la galaxia más distante. Esto permitió reconstruir la imagen de la galaxia distante, con múltiples imágenes de VLA a diferentes frecuencias de radio y así midieron los movimientos del gas en la galaxia distante.

PSS J2322+1944 es un sistema descubierto por George Djorgovski de Caltech, usando el Observatorio Palomar. Posteriores estudios de radio y ópticos mostraron que tenía un enorme reservorio de polvo y gas molecular.

Las lentes gravitacionales fueron predichas por Albert Einstein en su Teoría General de la Relatividad en 1919. El propio científico mostró en 1936 que una lente perfectamente alineada produciría una imagen circular. La primera lente fue descubierta en 1979 y el primer Anillo de Einstein se halló por investigadores usando el VLA en 1987.

Cómo se observó la galaxia distante
Gráfico sobre funciona la lente gravitacional que permitió observar a la distante galaxia PSS J2322+1944-Ampliar
Las ondas de radio del monóxido de carbono en la galaxia distante (izquierda) fueron curvadas por el efecto gravitacional de otra galaxia directamente entre el objeto distante y la Tierra (derecha). El casi perfecto alineamiento causó que el objeto distante parezca como un anillo al ser visto desde la Tierra. El gráfico muestra cómo se vería el objeto distante si uno se moviera desde la Tierra hacia la galaxia que actúa como lente. Algunas de las ondas son de distinto color que otras, por el efecto Doppler generado por el movimiento del gas en la galaxia. Verde indica gas "estacionario", rojo indica gas alejándose de nosotros y azul indica gas moviéndose hacia nosotros, con respecto al resto del gas en la galaxia.
Crédito:Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF


La imagen reconstruída de la galaxia PSS J2322+1944 y el Anillo de Einstein
Tiempo estimado de lectura: 46 segundos

La imagen reconstruída de la galaxia distante, a la izquierda y el "Anillo de Einstein" visto desde la Tierra, a la derecha. Los colores indican el movimiento Doppler de la emisión de radio del monóxido de carbono, como se explicó arriba. Los 8 kpc (kilo pársecs) equivalen a 28 mil años luz.
Crédito:Riechers et al., NRAO/AUI/NSF



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Crédito:Riechers et al., NRAO/AUI/NSF


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viernes 17 de octubre de 2008

Fermi observa pulsar de rayos gamma

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Tiempo estimado de lectura: 2 min. 28 seg.

A tres veces por segundo, un cadáver estelar de 10.000 años envía un haz de rayos gamma hacia la Tierra. Descubierto por el Large Area Telescope (LAT), a bordo del Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi, el objeto -un púlsar-, es el primero conocido que sólo "parpadea" en rayos gamma.
Ilustración de un púlsar

"Este es el primer ejemplo de una nueva clase de púlsares que nos dará conocimientos fundamentales sobre cómo funcionan estas estrellas colapsadas", dice Peter Michelson, de la Universidad de Stanford, investigador de Fermi en Palo Alto.

El púlsar yace en la remanente de supernova conocida como CTA 1, localizada a 4.600 años luz de distancia en la constelación de Cefeo (Cepheus). Su haz de luz -como si fuera un faro- barre la Tierra cada 316,86 milisegundos. El extraordinario objeto, que se formó hace unos 10.000 años, emite 1.000 veces la energía de nuestro Sol.

Un púlsar es una estrella de neutrones que gira rápidamente, el núcleo dejado cuando una estrella masiva explota. Los astrónomos han catalogado cerca de 1800 púlsares. Aunque la mayoría fueron encontrados a través de sus pulsos en longitudes de onda de radio, algunos de estos objetos también emiten energía en otras formas, incluyendo luz visible y rayos-X. Sin embargo, la fuente en CTA 1 sólo pulsa en energías de rayos gamma.

"Pensamos que la región que emite los rayos gamma es más amplia que la responsable de los pulsos en radiación de menor energía. El haz de radio probablemente nunca gira hacia la Tierra, por lo que nunca la vemos. Pero el haz más amplio de rayos gamma sí barre nuestro camino", explica Alice Harding, del Centro Espacial Goddard.

Los científicos piensan que CTA 1 es sólo el primero de una gran población de objetos similares.

El púlsar en CTA 1 no está localizado en el centro del gaseoso caparazón expansivo de la remanente. Las explosiones de supernova pueden ser asimétricas, muchas veces dando un impulso que envía a la estrella de neutrones a vagar a través del espacio. Basados en la edad de la remanente y la distancia del púlsar, los astrónomos creen que la estrella de neutrones se está moviendo a más de un millón de kilómetros por hora, una velocidad típica.

Ilustración de un púlsar y la ubicación en la remanente de supernova CTA 1

El Telescopio Fermi escanea todo el cielo cada tres horas y detecta fotones cuyas energías van desde los 20 millones hasta los más de 300 mil millones de la energía de luz visible. El instrumento detecta un rayo gamma cada minuto desde CTA 1, suficiente para que los científicos reunan el comportamiento de la estrella de neutrones, su período de rotación, y la tasa a la que se está enlenteciendo.

Un haz de púlsar surge porque las estrellas de neutrones poseen intensos campos magnéticos y rotan rápidamente. Partículas cargadas salen de los polos magnéticos de la estrella a una velocidad cercana a la de la luz para crear los haces de rayos gamma que detecta Fermi. Como los haces son generados por la rotación de la estrella, gradualmente enlentecen la rotación del púlsar. En el caso de CTA 1, el período de rotación se está incrementando cerca de un segundo cada 87.000 años.

La medición es vital para entender la dinámica del comportamiento del púlsar y puede ser usada para estimar su edad.


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Crédito imágenesSobre las imágenes
Nubes de partículas cargadas se mueven por las líneas de campo magnético del púlsar (en azul) y crean un haz de rayos gama, similar a un faro (en morado), en esta ilustración.
Crédito NASA

El Telescopio de rayos Gamma Fermi descubrió el primer púlsar que sólo emite en rayos gamma. La ilustración del púlsar (en el recuadro), yace en la remanente de supernova CTA 1 en la constelación de Cepheus.
Crédito:NASA/S. Pineault, DRAO

Nota: Se puede acceder a una animación, en distintos formatos, en el Laboratorio de Imagen Conceptual del Centro Espacial Goddard:
Gamma Rays in Pulsars



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miércoles 15 de octubre de 2008

Investigan agujeros negros violentamente variables

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Tiempo estimado de lectura: 2 min. 43 seg.

Observaciones únicas de la parpadeante luz de los alrededores de dos agujeros negros provee nuevos conocimientos sobre la colosal energía que fluye de sus núcleos. Al mapear cómo las variaciones en luz visible concuerdan con aquellas de rayos-X, los astrónomos mostraron que los campos magnéticos deben jugar un rol crucial en la forma en que los agujeros negros engullen materia.
Impresión artística de un agujero negro engullendo el material de una estrella compañera

Como la luz de una vela, la luz proveniente de los alrededores de un agujero negro no es constante. "El rápido parpadeo de la luz de un agujero negro es observado principalmente en longitudes de onda de rayos-X", indica Poshak Gandhi, quien lideró el equipo internacional que reporte los resultados. "Este nuevo estudio es sólo uno de unos pocos a la fecha que también explora las rápidas variaciones en luz visible, y, más importante, cómo estas fluctuaciones se relacionan con aquellas en rayos-X".

Las observaciones rastrearon el fulgor de los agujeros negros simultaneamente usando dos instrumentos diferentes, uno en tierra y otro en el espacio. Los datos de rayos-X fueron tomados con el Satélite Rossi. La luz visible fue recolectada con la cámara ultrarápida ULTRACAM, en el VLT, que graba hasta 20 imágenes por segundo. ULTRACAM fue desarrollada por los miembros del equipo Vik Dhillon y Tom Marsh. "Estas observaciones están entre las más rápidas de un agujero negro obtenidas con un gran telescopio óptico", señala Dhillon.

Para su sorpresa, los astrónomos descubrieron que las fluctuaciones de brillo en luz visible eran aun más rápidas que aquellas en rayos-X. Además, las variaciones no son simultáneas, sino que siguen un patrón repetitivo y notable: justo antes de un destello de rayos-X, la luz visible se atenúa, y luego se incrementa a un fulgor brillante por una pequeña fracción de un segundo antes de decrecer rápidamente de nuevo.

Ninguna de estas radiaciones emergen directamente del agujero negro, sino del intenso flujo de energía de materia eléctricamente cargada en su vecindad. El entorno de un agujero negro está constantemente reformulándose por una descontrolada pelea de fuerzas como la gravedad, el magnetismo y una explosiva presión. Como resultado, la luz emitida por calientes flujos de materia varía en brillo de forma confusa y caprichosa. "Pero el patrón encontrado en este nuevo estudio posee una estructura estable que se destaca en una caótica variabilidad y así, puede proporcionar pistas vitales acerca de los procesos físicos subyacentes en acción", explica el miembro del equipo Andy Fabian.

La emisión de luz visible de los alrededores de agujeros negros, se pensaba que era un efecto secundario, con un estallido de rayos-X primario iluminando el gas circundante que subsecuentemente brillaba en el rango visible. Pero si fuera así, las variaciones de luz visible ocurrirían detrás de las variaciones en rayos-X y serían mucho más lentas en alcanzar un pico y desvanecerse. "El rápido parpadeo de luz visible ahora descubierto descarta inmediatamente este escenario para ambos sistemas estudiados", asegura Gandhi. "En cambio, las variaciones en rayos-X y luz visible deben tener un origen común, y uno muy cercano al agujero negro mismo".

Los poderosos campos magnéticos representan los mejores candidatos para el proceso físico dominante. Actuando como reservorios, pueden absorber la energía liberada cerca de un agujero negro, almacenándola hasta que pueda ser descartada ya sea como un caliente plasma de rayos-X o como corrientes de partículas cargadas viajando a una velocidad cercana a la de la luz. La división de energía en estos dos componentes puede resultar en el patrón característico de variabilidad de rayos-X y luz visible.

Los dos agujeros negros estudiados aquí, GX 339-4 y SWIFT J1753.5-0127, son los remanentes de fallecidas estrellas masivas en la Vía Láctea. Están embebidos en sistemas binarios separados, donde el agujero negro está relacionado con una estrella normal que está cediendo materia a su oscuro compañero. Ambos agujeros tiene masas de unas 10 veces la de nuestro Sol, aunque el tamaño de sus órbitas es sólo unos pocos millones de kilómetros, mucho más compacta que la órbita de Mercurio alrededor del Sol.


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Crédito imágenesSobre las imágenes
Impresión artística de los agujeros negros estudiados por los astrónomos. Los sistemas, designados como Swift J1753.5-0127 y GX 339-4, contienen, cada uno, un agujero negro y una estrella normal, separados por unos pocos millones de kilómetros. Esos es menos del 10% de la distancia entre Mercurio y nuestro Sol. Como los dos objetos se encuentran tan cercanos, una corriente de materia surge de la estrella hacia el agujero y forma un disco de gas caliente a su alrededor. Al colisionar la materia en este disco de acreción, se calienta a millones de grados. Cerca del agujero negro, intensos campos magnéticos los intensos campos magnéticos aceleran parte del gas en jets que fluyen en direcciones opuestas. El período orbital de Swift J1753.5-0127, de sólo 3,2 horas, es el más rápido encontrado en un agujero negro. El período orbital de GX 339-4, en contraste, es de 1,7 días.
Crédito:ESO/L. Calçada
ESO PR Photo 36/08
Star-Forming Region NGC 366

Nota: En la nota de prensa de ESO, hay también disponible una animación del agujero negro GX 339-4 realizada con ULTRACAM.


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martes 14 de octubre de 2008

Reinician el Hubble

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Satisfechos de saber qué causó la avería en el Telescopio Espacial Hubble dos semanas atrás, los ingenieros de NASA comenzarán el reinicio el miércoles, según indicó hoy la agencia espacial norteamericana.
Telescopio Espacial Hubble

El telescopio debería volver a realizar ciencia normalmente el viernes, según Art Whipple, director de la oficina de sistema de manejo del telescopio en el Centro espacial Goddard.

El miércoles, un equipo de 40 ingenieros del Centro Espacial enviarán cientos de líneas de código al Hubble, pasando a "modo seguro" el observatorio por sexta vez en sus 18 años de historia.

Whipple comentó a los periodistas en una conferencia de prensa que es confidente en que el sistema de respaldo funcionará, pero "es obviamente una posibilidad que las cosas no funcionen".
Añadió que en otros satélites, cuando se activaron componentes que no se habían utilizado por 10 o 15 años, funcionaron.

El telescopio pasó a "modo seguro" a fines de septiembre cuando falló una parte del sistema que formatea los datos y ayuda en su envío a tierra. (Ver "Falla en el Hubble retrasaría su misión de servicio")

El dispositivo tiene un canal de respaldo, pero para activarlo, los ingenieros deben activar también los respaldos (o canales "b") en otros componentes del observatorio, ninguno de los cuales se utilizó desde que el telescopio fue lanzado en 1990. Por lo que los ingenieros querían esperar hasta tener confianza en que será seguro activarlos.

El fallo ocurrió a sólo dos semanas de la planificada misión de servicio 4 al telescopio. Ese vuelo, por tanto, fue pospuesto hasta febrero, al menos, cuando NASA espera poder reemplazar el controlador averiado en una caminata espacial.

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Crédito:NASA


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Spitzer observa al raro Cometa Holmes

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Cuando el cometa Holmes tuvo una erupción inesperadamente en 2007, los astrónomos tornaron sus telescopios hacia el espectacular evento. Su búsqueda era saber por qué explotó el cometa.
Cometa 17P/Holmes observado por Spitzer

Observaciones tomadas luego de la explosión por el Telescopio Espacial Spitzer profundizó el misterio, mostrando un extraño comportamiento en la coraza de polvo alrededor del núcleo del cometa. Los datos también ofrecieron una rara visión del material liberado desde el núcleo y confirmaba hallazgos previos de las misiones de NASA Stardust y Deep Impact.

"Los datos que obtuvimos con Spitzer no se parecían a nada de lo que comúnmente vemos al observar cometas", dice Bill Reach del Centro de ciencias Spitzer en el Instituto de Tecnología de California. "La explosión del cometa Holmes nos dio un raro vistazo al interior del núcleo del cometa". Los hallazgos fueron presentados en la 40º Reunión de la División de Ciencias Planetarias en Ithaca, Nueva York.

Cada seis años, el cometa 17P/Holmes se aleja velozmente de Júpiter y se dirige hacia el Sol. Sin embargo, dos veces en los últimos 116 años, en noviembre de 1892 y octubre de 2007, el cometa explotó al aproximarse al cinturón de asteroides y brilló como nunca en los cielos nocturnos (¡Aumentó su brillo de una manera significativa, alrededor de un millón de veces!).

En un intento por entender esas raras ocurrencias, los astrónomos apuntaron el Telescopio Spitzer al cometa en noviembre de 2007 y marzo de 2008. Al usar el espectógrafo infrarrojo, Reach fue capaz de ganar valioso conocimiento sobre la composición del interior del objeto. Como un prisma que despliega la luz visible en un arcoiris, el espectógrafo revela los componentes de la luz infrarroja en varios elementos químicos.

En noviembre de 2007, Reach notó un montón de polvo de silicato o granos cristalizados. Esta observación es similar a la que se obtuvo en otros cometas donde los granos sufrieron episodios violentos, incluyendo la misión Deep Impact, que impactó un proyectil en el cometa Tempel 1 y la misión Stardust al cometa Wild 2 y el estallido del cometa Hale-Boop en 1995.

"El polvo de los cometas es muy sensible, lo que significa que los granos son más fácilmente destruidos. Pensamos que los finos silicatos son producidos en estos episodios violentos por la destrucción de partículas mayores que se originan dentro del núcleo del cometa", explica Reach.

Cuando Spitzer observó la misma porción del cometa en marzo de 2008, el fino polvo de silicatos ya no estaba y sólo se encontraban partículas mayores. "La observación de marzo nos dice que hay una ventana muy pequeña para el estudio de la composición del polvo luego de un evento violento como el estallido del cometa Holmes", indicó el científico.

Cometa 17P/Holmes observado por Spitzer - Ampliar

El cometa no sólo tiene componentes de polvo inusuales, sino que no luce como un cometa típico. De acuerdo a Jeremie Vaubaillon, colega de Reach en Caltech, las imágenes tomadas en tierra poco después del estallido revelaron filamentos (streamers) en el caparazón de polvo alrededor del cometa. Los científicos sospechan que fueron producidos luego de la explosión por fragmentos escapando del núcleo.

En noviembre de 2007, los filamentos apuntaban hacia el lado contrario del Sol, lo que parece natural ya que los científicos creen que la radiación del astro empujaba estos fragmentos hacia atrás. Sin embargo, cuando Spitzer observó los mismos filamentos en marzo de 2008, se sorprendieron al encontrar que continuaban apuntando en la misma dirección que cinco meses antes, aunque el cometa se había movido y la luz del sol llegaba desde un lugar diferente. "Nunca vimos algo así en un cometa antes. La extendida forma todavía necesita ser entendida", agrega Vaubaillon.

El científico nota que la coraza alrededor del cometa también actúa de forma peculiar. La forma de la coraza no cambia como se esperaba desde noviembre 2007 a marzo 2008. Vaubaillon dice que esto es porque los granos de polvo vistos en marzo 2008 son relativamente más grandes, aproximadamente un milímetro de tamaño, y así, son más difíciles de mover.

"Si la coraza estaba compuesta de granos de polvo menores, habría cambiado al variar la orientación del sol con el tiempo. La imagen de Spitzer es muy especial. Ningún otro telescopio ha visto al cometa Holmes con tanto detalle, cinco meses después de la explosión", agrega Vaubaillon.

Reach añade que "Al igual que las personas, todos los cometas son un poco diferentes. Hemos estado estudiando cometas por cientos de años -116 años en el caso del cometa Holmes- pero todavía no los entendemos realmente. Sin embargo, con las observaciones de Spitzer y datos de otros telescopios, nos estamos acercando".


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El telescopio Spitzer tomó la imagen de la izquierda, del cometa Holmes, en febrero 2008, cuatro meses luego de la repentina erupción. El contraste de la imagen fue realzado a la derecha para mostrar la anatomía del cometa.

La imagen de la izquierda revela finas partículas de polvo que componen la caparazón externa o coma del cometa. El núcleo del cometa está dentro del punto blanco más brillante en el centro, y la zona amarilla muestra partículas sólidas que fueron expulsadas del cometa en la explosión. El cometa se aleja del Sol, que yace más allá de la mano derecha de la imagen.

La imagen con el realce del contraste a la derecha muestra la caparazón externa y raros filamentos (streamers) de polvo. Los filamentos y el caparazón son otros misterios del cometa Holmes. Los científicos sospecharon inicialmente que los filamentos eran pequeñas partículas de polvo eyectadas de fragmentos del núcleo durante la explosión de octubre de 2007. Si fuera así, los filamentos y el caparazón habrían cambiado su orientación al continuar el cometa con su órbita alrededor del Sol. La presión de la radiación del Sol habría barrido el material hacia atrás, pero imágenes tomadas tiempo después muestran que los filamentos y el caparazón están con la misma configuración. Las observaciones dejaron a los astrónomos perplejos.
La línea horizontal en la imagen es un rastro de desechos que viaja con el cometa en su órbita.
Crédito:NASA/JPL-Caltech/XMM/NTT/MPIA



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lunes 13 de octubre de 2008

Charla en el IAFE:"Sombras de otros mundos"

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El Instituto de Astronomía y Física del Espacio (CONICET-UBA) invita a la charla:"Sombras de otros mundos: estudiando planetas extrasolares a través de sus tránsitos" por el Lic. Rodrigo Díaz, el miércoles 22 de octubre a las 18:00 horas en el Aula del edificio IAFE - Ciudad Universitaria
Ilustración de la estrella HD149026 y un planeta transitando

El descubrimiento del primer planeta extrasolar orbitando una estrella de tipo solar (51 Peg) despertó un enorme interés en la comunidad científica y estimuló el desarrollo del estudio de estos cuerpos. Hoy se conocen más de 300 planetas fuera del sistema solar, de los cuales poco más de 50 presentan tránsitos, es decir que sus órbitas se encuentran alineadas con la línea de visión desde la Tierra, lo que produce pequeñas disminuciones en el brillo de la estrella cada vez que el planeta pasa por delante.

Los planetas con tránsitos han provisto datos fundamentales (en particular el radio planetario) para el estudio y comprensión de su formación y estructura. La disposición de sus órbitas permite estudiar sus atmósferas, permitiendo por primera vez la detección de los elementos que la componen. Además, estos planetas pueden utilizarse para detectar planetas de muy baja masa (alrededor de la masa de la Tierra), a través de perturbaciones en el período de los tránsitos.

En esta charla discutiremos los métodos utilizados para realizar estas observaciones y los últimos avances en el campo.




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HD149026 y planeta.Ilustración de Lynette Cook

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domingo 12 de octubre de 2008

III Festival de cine y video científico del Mercosur

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En el mes de Diciembre de 2008, Argentina será sede de CINECIEN '08: 3º Festival de Cine y Video Científico del MERCOSUR.
CINECIEN 08 invita a instituciones científicas y tecnológicas, investigadores, empresas, realizadores audiovisuales y al público en general a presentar películas y videos desarrollados con el fin de divulgar el conocimiento científico y tecnológico.
Logo de CINECIEN 08

CINECIEN busca promover la divulgación de los trabajos de investigadores y
académicos en todas las áreas del conocimiento científico, a través de las
posibilidades creativas y comunicacionales que brindan los medios
audiovisuales.
El festival es organizado por el Ministerio de Ciencia, Tecnología e Innovación Productiva de Argentina (MinCyT) y el Departamento de Artes Audiovisuales del Instituto Universitario Nacional del Arte (IUNA), con el apoyo de la Reunión Especializada de Ciencia y Tecnología del MERCOSUR.

Los trabajos recibidos serán evaluados por un jurado internacional y las obras preseleccionadas serán proyectadas durante los días del festival, a realizarse en el mes de diciembre de 2008 en la Ciudad de Buenos Aires.

Inscripción libre y gratuita hasta el 15 de octubre de 2008. Las bases se encuentran en:
http://www.cinecien.gov.ar/bases.html

Más información en www.mincyt.gov.ar y www.cinecien.gov.ar




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sábado 11 de octubre de 2008

Los anillos de polvo apuntan a exoplanetas

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Simulaciones con supercomputadoras de NASA de los discos de polvo alrededor de una estrella como nuestro Sol muestran que los planetas tan pequeños como Marte pueden crear patrones que los futuros telescopios pueden ser capaces de detectar. La investigación abre una nueva avenida en la búsqueda de planetas habitables.
Un planeta del doble de la masa del nuestro forma una estructura de polvo en anillo en esta simulación

"Puede pasar un tiempo antes de que podamos detectar directamente planetas como la Tierra alrededor de otras estrellas, pero, antes de eso, seremos capaces de detectar los recargados y hermosos anillos que escarban en el polvo interplanetario", dice Christopher Stark, el investigador que lideró el estudio en la Universidad de Maryland.

Trabajando con Marc Kuchner del Centro Espacial Goddard, Stark modeló cómo 25.000 partículas de polvo respondían a la presencia de un solo planeta -con masas desde la que posee Marte hasta cinco veces la masa de nuestro planeta- orbitando una estrella como nuestro Sol. Usando la supercomputadora Thunderhead de NASA, los científicos corrieron 120 simulaciones diferentes que variaban en tamaño de las partículas de polvo y la masa y distancia orbital del planeta.

"Nuestro modelo usa diez veces más partículas que simulaciones previas. Esto nos permitió estudiar el contraste y las formas de las estructuras de anillo", indica Kuchner. De estos datos, los investigadores trazaron un mapa de la densidad, brillo y calor resultantes de cada conjunto de parámetros.

Mucho del polvo en nuestro sistema solar se forma dentro de la órbita de Júpiter, al despedazarse los cometas cerca del Sol y al colisionar los asteroides de todos los tamaños. El polvo refleja la luz solar y a veces puede ser vista como un brillo en el cielo, llamado Luz Zodiacal, antes de la salida del Sol o después de la puesta del astro.


luz zodiacal

Los modelos computacionales tienen en cuenta la respuesta del polvo a la gravedad y otras fuerzas, incluyendo la luz de la estrella. La luz estelar ejerce un pequeño tirón en las pequeñas partículas que las hace perder energía orbital y amontonarse más cerca de la estrella.

Las partículas, según explican los expertos, pueden quedar atrapadas en "resonancias" con el planeta. Una resonancia ocurre cuando el período orbital de las partículas es una pequeña proporción, como dos tercios o cinco sextos, de la del planeta.

Por ejemplo, si una partícula de polvo realiza tres órbitas alrededor de su estrella cada vez que el planeta completa una, la partícula repetidamente sentirá un tirón gravitacional extra en el mismo punto de su órbita. Este tirón extra puede compensar, por un tiempo, el arrastre de la luz estelar y el polvo puede establecerse en estructuras de tipo anillo.

"Las partículas espiralizan hacia la estrella, quedan atrapadas en una resonancia, salen de ella, continúan su espiral, quedan nuevamente atrapadas en otra resonancia y así sucesivamente", explica Kuchner.

Algunos científicos notan que la presencia de grandes cantidades de polvo presenta un obstáculo en tomar imágenes directamente de planetas como el nuestro alrededor de otras estrellas. Futuras misiones espaciales, como el Telescopio Espacial James Webb de NASA, ahora bajo construcción y programado para su lanzamiento en 2013, y el propuesto "Buscador de Planetas Terrestres" (Terrestrial Planet Finder) estudiarán estrellas cercanas con discos de polvo. Los modelos creados por Stark y Kuchner da a los astrónomos una visión previa de las estructuras de polvo que indican la presencia de mundos, de otra forma ocultos.

"Nuestro catálogo ayudará a otros a inferir la masa y distancia orbital de un planeta, así como los tamaños predominantes de las partículas en los anillos", añade Stark.

Stark realizó un "atlas" de las simulaciones del polvo exo-zodiacal, disponible online:Exozodi Simulation Catalog.

Thunderhead
El modelo computacional requiere de un gran superordenador para realizar los cálculos de las 25.000 partículas de polvo en cuestión.
Para esto, se utilizó un cluster llamado Thunderhead. Un cluster es un conjunto de computadoras conectadas en una red de alta velocidad, que se comportan como si fuesen un único sistema.
Thunderhead es un cluster de 512 procesadores localizado en el Centro Espacial Goddard. Cuenta con procesadores de 2.4 Ghz Pentium 4 Xeon, 256 Gb de memoria DDR, 20 Tb de disco y una red Myrinet de 2.2 Gbps.

Vista de frente de la estructura de polvo en la que los colores indican densidad


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Un planeta del doble de la masa del nuestro forma una estructura de polvo en anillo en esta simulación.
Crédito:NASA/Christopher Stark, GSFC

Un brillo llamado luz zodiacal puede ser visto en el cielo antes de la salida del sol o después de la puesta del astro. Está formado por luz solar dispersada del polvo cerca del plano de la órbita de la Tierra.
Crédito:Yuri Beletsky/ESO Paranal

Los colores indican la densidad en este vista de frente del polvo esculpido por un planeta de la masa de la Tierra. Las regiones moradas son de menor densidad y las rojas, de mayor.
Crédito:ASA/Christopher Stark, GSFC


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Exposición:¿Por qué las matemáticas?

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Entre el 20 de octubre y el 20 de noviembre de 2008, en el salón Alfredo Bravo del Palacio Sarmiento (Pizzurno 935) se desarrollará la muestra ¿Por qué la matemática?
Logo de la Exposicion:¿Por qué la matemática?

¿Por qué la matemática? es una exposición interactiva basada en la experiencia de la matemática en la vida cotidiana y en la naturaleza, destinada a hacer descubrir a jóvenes y adultos para qué sirve la matemática: desde el teléfono a la tarjeta de crédito, del CD-Rom al automóvil, de la meteorología a las imágenes digitales.

Esta exposición interactiva propone mostrar
a los visitantes que las matemáticas:

* son asombrosas, interesantes y útiles,
* son accesibles a todos,
* están muy presentes en la vida diaria,
* desembocan en numerosos oficios,
* y juegan un importante papel en nuestra cultura, desarrollo y progreso.

La muestra fue realizada por iniciativa de la Unesco y el Centre Sciences -de Orleáns, Francia- con el concurso de la Universidad Tokay, de Japón–, y llega a la Argentina por medio de la Embajada de Francia, luego de haber recorrido varios países. Está dirigida a alumnos de Secundaria / Polimodal y al público en general.

Horario de visita: lunes a viernes de 9 a 19 hs.
La entrada es libre y gratuita.
Para visitas guiadas a escuelas, solicitar turno a porquelamatematica@me.gov.ar

Exposición virtual interactiva
En el sitio Experiencing Maths.org, encontrará experimentos interactivos, inspirados en la exposición, y realizados por iniciativa de la UNESCO, destinados a docentes de enseñanza secundaria.


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viernes 10 de octubre de 2008

El gas que alimenta a estrellas infantes, bajo la lupa

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Esta semana, Astronomy & Astrophysics está publicando dos estudios basados en observaciones de alta resolución de estrellas infantes de masa intermedia. Los astrónomos obtuvieron una visión muy precisa del proceso en los discos circundantes que alimenta a las estrellas al formarse. Este mecanismo incluye material cayendo hacia la estrella, así como gas siendo eyectado.
Impresión artística del entorno de una joven estrella

Las estrellas se forman de un disco de gas y polvo que luego podría proveer de material para un sistema planetario. Como las regiones de formación estelar más cercanas a nosotros yacen a unos 500 años luz de distancia, estos discos aparecen muy pequeños en el cielo y su estudio requiere técnicas especiales para poder investigarlos con finos detalles.
Esto se logra con la interferometría, una técnica que combina la luz de dos o más telescopios y, así, el nivel de detalle revelado corresponde a lo que sería para un telescopio cuyo diámetro sea igual a la separación entre los elementos, típicamente de 40 a 200 metros. El Interferómetro del Telescopio Muy Grande (Very Large Telescope Interferometer, VLTI) de ESO, permitió a los astrónomos alcanzar una resolución de un mili-arcosegundo, un ángulo equivalente al tamaño de un punto visto desde 50 kilómetros de distancia! Observar la Luna con una resolución así debería revelar detalles de unos 2 metros de tamaño!

"Hasta ahora la interferometría se usó principalmente para investigar el polvo que rodea cercanamente a jóvenes estrellas", dice Eric Tatulli, que co-lideró el proyecto internacional. "Pero el polvo es sólo el uno porciento de la masa total de los discos. Su componente principal es gas, y su distribución podría definir la arquitectura final de los sistemas planetarios que están aún en formación".

Se requieren observaciones de alta resolución de las líneas de emisión del gas. Varios procesos se han propuesto como la fuente de estas líneas de emisión. Por ejemplo, podrían provenir de un disco interno de gas o podrían deberse a vientos estelares o procesos de acreción magnetosférica. La mayoría de estos procesos tendrían lugar muy cerca de la estrella (menos de 1 Unidad Astronómica) y son, por tanto, inaccesibles con instalaciones de observación directa.

La habilidad del VLTI y el instrumento AMBER de tomar espectros mientras se sondea objetos a una alta resolución permitió a los astrónomos mapear el gas. Así, los científicos estudiaron los entornos internos gaseosos de seis jóvenes estrellas que pertenecen a la familia de objetos Herbig Ae/Be. Estos objetos tienen masas unas pocas veces mayor que nuestro Sol y están todavía en formación, incrementando su masa al tragar material del disco circundante.

"El origen de las emisiones de gas de estas jóvenes estrellas ha estado bajo debate hasta ahora, porque en investigaciones anteriores del componente de gas, la resolución espacial no era suficientemente alta para estudiar la distribución del gas cercano a la estrella", indica Stefan Kraus, co-lider del proyecto. "Los astrónomos tienen muy diferentes ideas acerca de los procesos físicos involucrados. Al combinar espectrocopía e interferometría, el VLTI nos ha dado la oportunidad de distinguir entre los mecanismos físicos responsables de las emisión de gas observada".

Los astrónomos encontraron evidencia de materia cayendo a la estrella en dos casos y masas eyectándose en otras cuatro estrellas, ya sea en un viento estelar extendido o en un viento del disco.

Parece, además, que para una de las estrellas, el polvo podría estar presente más cerca de la estrella de lo generalmente esperado. El polvo está tan cerca que la temperatura debería ser suficientemente alta como para evaporarlo, pero como esto no se observó, debe significar que el gas protege al polvo de la luz estelar.

Estas nuevas observaciones demuestran que es posible estudiar el gas en los discos alrededor de estrellas jóvenes. Esto abre nuevas perspectivas sobre el entendimiento de esta importante fase en la vida de una estrella.

"Futuras observaciones usando VLTI nos permitirán determinar la distribución espacial y el movimiento del gas y podría revelar si la línea de emisión observada es causada por un jet lanzado del disco o por un viento estelar", agrega Kraus.


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ESO PR Photo 35/08
Impresión artística del entorno de una joven estrella, mostrando la geometría del disco de polvo en la región exterior y el disco de gas cercano a la estrella central.
Crédito:ESO/L. Calçada


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jueves 9 de octubre de 2008

A elegir la mejor imagen en rayos-X

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El Observatorio de rayos-X Chandra propone votar por la imagen de rayos-X favorita, entre las 15 que propone el sitio. Hay tiempo hasta el 1º de diciembre para elegir alguna de estas increíbles imágenes del universo.
Para elegir la mejor imagen de rayos-X de Chandra

Recientemente el sitio web del Observatorio de rayos-X Chandra renovó su diseño con la intención de ser más interactivo. Para ello, se propone ahora, votar por nuestra imagen de rayos-X favorita. La que reciba más votos se anunciará el 8 de diciembre en una actividad interactiva.
El sitio propone votar entre 15 asombrosas y coloridas imágenes, entre las que figuran Cassiopeia A, el Centro Galáctico, Saggitarius A*, Centaurus A, el Cúmulo de Perseo, Westerlund 2, las Remanentes de Supernova Kepler, G292.0+1.8, N132D, Tycho y Puppis A, la Nebulosa de Orión y la del Cangrejo, M31, y el cúmulo estelar Trumpler 14.

Debajo de cada imagen figura el nombre del objeto en forma de enlace. Al pulsar sobre el mismo, nos llevará a una nota de Chandra sobre el objeto en cuestión con más imágenes e información del mismo.

Por ahora, la imagen que lidera el ranking es una composición de la región interna alrededor del púlsar de la Nebulosa del Cangrejo.

La votación se realiza en esta página del sitio de Chandra:
http://chandra.harvard.edu/photo/xrayFavs/2008.html



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Chandra



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miércoles 8 de octubre de 2008

Una colorida imagen de estrellas en nacimiento

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La imagen combina datos de rayos-X, infrarrojos y luz visible, capturados por los observatorios XMM-Newton de ESA, Spitzer de NASA y New Technology Telescope de ESO.
La increíble imagen ofrece una nueva mirada de la región NGC 346, revelando nueva información sobre cómo se forman las estrellas.
NGC 346

NGC 346 es la región de formación estelar más brillante en la Pequeña Nube de Magallanes, una galaxia enana que orbita a la Vía Láctea a una distancia de 210.000 años luz.

"Cuando combinamos datos de varias longitudes de onda, fuimos capaces de separar lo que está ocurriendo en diferentes partes de la nube", dice Dimitrios Gouliermis del Instituto Max Planck en Alemania, autor de un reporte en el que se describen las observaciones en una próxima edición de Astrophysical Journal.

Previamente, los astrónomos sabían que la mayoría de las estrellas más pequeñas de NGC 346 fueron creadas al mismo tiempo que las estrellas masivas localizadas en el centro de la región, todas de una misma nube madre. La intensa radiación de las estrellas más masivas erosionaron el polvo circundante, causando que el gas se expanda y comprima para formar nuevas estrellas. Los filamentos rojos-anaranjados alrededor del centro de la imagen muestran dónde ocurrió este proceso de disparo de formación estelar.

NGC 346-Ampliar

Sin embargo, un conjunto de estrellas más jóvenes y pequeñas en la región vista en la parte superior de la imagen, no pudo ser explicada por este mecanismo. ¿Qué disparó la formación de este grupo aparentemente aislado de estrellas?

Al combinar datos de muchas longitudes de onda de NGC 346, Gouliermis y su equipo fueron capaces de rastrear la generación de estas jóvenes estrellas a una estrella muy masiva que explotó como supernova hace unos 50.000 años. De acuerdo al equipo, esta masiva estrella generó un diferente tipo de formación estelar comparada con lo que ocurre alrededor de la región central. Feroces vientos de la estrella masiva, y no radiación, comprimieron el polvo remanente en la nube, formando así nuevas estrellas.

El hallazgo demuestra que ambos mecanismos de formación, por radiación y vientos estelares, están en juego en la misma nube. "El resultado nos muestra que la formación estelar es un proceso mucho más complicado de lo pensado, que comprende diferentes mecanismos", dice Gouliermis.

La nueva imagen revela también una burbuja, vista como un halo azul a la izquierda, causado por la explosión supernova de la estrella masiva. Los análisis muestran que la burbuja se localiza dentro de un caparazón gaseoso mayor, posiblemente generado por la explosión y los vientos de otras brillantes estrellas en la vecindad.

En la imagen, la luz infrarroja (en rojo) muestra el polvo frío; la luz visible (en verde) denota gas irradiado y los rayos-X (en azul) representan gas cálido.





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NASA/JPL-Caltech/ESA/ XMM-Newton/NTT/MPIA
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Las estrellas masivas disparan la formación estelar

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RCW 108 es una región donde las estrellas se están formando activamente en la Vía Láctea, a 4.000 años luz de la Tierra. Esta es una región compleja que contiene cúmulos de estrellas jóvenes, incluyendo uno que está profundamente embebida en una nube de hidrógeno molecular. Al usar datos de diferentes telescopios, los astrónomos determinaron que el nacimiento estelar en esta región está siendo disparada por el efecto de cercanas y jóvenes estrellas masivas.
RCW 108 por Chandra y Spitzer

La imagen es una composición de datos del Observatorio de rayos-X Chandra (en azul) y emisión infrarroja detectada por el Telescopio Espacial Spitzer (en rojo y naranja). Más de 400 fuentes de rayos-X fueron identificadas en las observaciones de Chandra de RCW 108. Cerca del 90% de estas fuentes, se piensa que forman parte del cúmulo y no estrellas que yacen en el campo de visión. Muchas estrellas en RCW 108 están experimentando la violencia vista en otras regiones de formación estelar como la Nebulosa de Orión. El gas y polvo bloquean muchos de los rayos-X de las estrellas jóvenes localizadas en el centro de la imagen, explicando la relativa ausencia de fuentes observadas por Chandra en la imagen.


RCW 108 en rayos-x por Chandra

Los datos de Spitzer muestran la localización del cúmulo estelar embebido, que aparece como un punto brillante rojo y naranja justo a la izquierda del centro de la imagen. Algunas estrellas de un cúmulo mayor, conocido como NGC 6193, son también visibles en el lado izquierdo de la imagen. Los astrónomos piensan que las densas nubes en RCW 108 están en proceso de ser destrozadas por la intensa radiación emanada de las calientes y masivas estrellas en NGC 6193.

Los datos de Chandra y Spitzer indican que hay más estrellas masivas candidatas que lo esperado en varias áreas de la imagen. Esto sugiere que regiones de RCW 108 desarrollaron episodios localizados de formación estelar. Los científicos predicen que este tipo de formación es disparada por los efectos de la radiación de las brillantes estrellas masivas, como aquellas en NGC 6193. Esta radiación podría causar que el interior de las nubes de gas en RCW 108 se comprima, lo que generaría un colapso gravitacional y la formación de nuevas estrellas.




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Crédito:NASA/CXC/CfA/S.Wolk et al; IR: NASA/JPL-Caltech
Chandra:NASA/CXC/CfA/S.Wolk et al

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martes 7 de octubre de 2008

Doble sobrevuelo de Cassini sobre Encelado

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La nave espacial Cassini sobrevolará dos veces en octubre la luna de Saturno Encélado. El próximo 9 de octubre, la nave espacial sobrevolará Encélado a 25 kilómetros de su superficie, siendo el sobrevuelo más cercano que se hace sobre una luna de Saturno. El 31 de octubre lo hará a mayor distancia, 196 kilómetros.
Ilustración del Sobrevuelo de Cassini sobre Encélado

Los científicos están intrigados sobre la posibilidad de que agua líquida, quizás incluso un océano, podría existir debajo de la superficie de Encélado.
También se han detectado rastros de materia orgánica, lo que aumenta las tentadoras posibilidades de que pueda ser habitado.

Durante el sobrevuelo del 9 de octubre, los instrumentos de la nave se adentrarán en la columna del manto más que nunca, tomando muestras de partículas y gases directamente.

"Una de las incógnitas científicas que estamos tratando de entender es qué le ocurre al gas y al polvo que libera Encélado, cómo se transforma ese gas en plasma ionizado y se disemina a través de la magnetosfera", señaló Tamas Gambosi, científico de Cassini de la Universidad de Michigan.

El 31 de octubre, las cámaras y otros instrumentos se enfocarán en las fisuras que atraviesan la región polar del sur de la luna.

Estos dos sobrevuelos pueden aumentar los hallazgos del último que se realizó por Encélado el 11 de agosto de 2008, que mostró posibles cambios relacionados con este satélite helado. Aquel encuentro mostró que las temperaturas en las fisuras (que parecen rayas de tigre) eran menores a las medidas en sobrevuelos anteriores.

La nave espacial Cassini ha orbitado sobre Saturno desde 2004. En los dos próximos años hará otros cuatro sobrevuelos sobre Encélado, según el programa de misiones de la NASA.

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Ilustración de Cassini sobre Encélado.
Copyright 2008 Karl Kofoed

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CoRoT descubre raro y denso exoplaneta

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El satélite CoRoT descubrió un masivo objeto orbitando a su estrella cercanamente. El objeto es tan exótico que los científicos no saben si se trata de un planeta o una estrella fallida.
Ilustración de los tamaños relativos del Sol, Júpiter y COROT-exo-3b

El objeto, llamado COROT-exo-3b, es del tamaño de Júpiter, pero 21.6 veces más denso. Tarda sólo 4 días y 6 horas en orbitar a su estrella que es un poco más grande que nuestro Sol.

El objeto fue encontrado al detectar una caída en el brillo de la estrella cada vez que el objeto pasaba frente a la misma. "Fuimos tomados por sorpresa al encontrar este objeto masivo orbitando tan cerca de su estrella madre", dice Dr. Magali Deleuil del Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM), líder del equipo del descubrimiento.

La búsqueda de planetas con períodos orbitales menores a 10 días orbitando cerca de su estrella madre lleva casi 15 años. Durante este tiempo, los científicos han encontrado planetas con masas 12 veces la de Júpiter y estrellas 70 veces más masivas que el planeta gaseoso, pero nada en el medio. Es por eso que el nuevo objeto, 21.6 veces más masivo que Júpiter, es una sorpresa.

El raro hallazgo no encaja ni en la categoría de planetas ni en la de enanas marrones. Una enana marrón es una "estrella fallida", un objeto de masa subestelar, de entre 13 y 80 masas jovianas, incapaz de mantener reacciones nucleares continuas de fusión del hidrógeno en su núcleo.

COROT-exo-3b podría ser, entonces, un miembro de una nueva familia de planetas masivos que orbitan estrellas más masivas que el Sol, según expresa Dr Francois Bouchy, del Instituto de Astrofísica de París (IAP).

Ilustración de los tamaños relativos del Sol, Júpiter y COROT-exo-3b - Ampliar

Dr Hans Deeg, del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), explica porqué este nuevo objeto es un descubrimiento importante para los cazadores de planetas:"Nos ha desconcertado; no estamos seguros de dónde trazar el límite entre los planetas y las enanas marrones".

Como un planeta, COROT-exo-3b sería el más masivo y el más denso encontrado a la fecha, más del doble de denso que el récord anterior. Estudiar el objeto resultará en un mejor entendimiento de cómo categorizar a estos objetos. El equipo, además, quiere entender cómo un objeto tan masivo se formó tan cerca de su estrella.



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Crédito:OAMP

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lunes 6 de octubre de 2008

Un asteroide entrará en la atmósfera esta noche

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Un pequeño asteroide descubierto hace pocas horas en un observatorio de Arizona entrará inofensivamente en la atmósfera terrestre esta noche (2:46 GMT). No hay peligro para las personas o propiedades dado que no se espera que el asteroide llegue a tierra. Se trata de un objeto de entre 1 y 5 metros de diámetro y se quemará en la atmósfera superior. Como resultado, una brillante bola de fuego será visible.
Trayectoria de impacto de 2008 TC3

"Queremos enfatizar que este objeto no es una amenaza", dijo el Dr. Timothy Spahr, director del Centro de Planetas Menores de la Unión Astronómica.

"Estamos emocionados dado que es la primera vez que realizamos una predicción de que un objeto entre en la atmósfera terrestre", añadió. Las chances son de entre 99.8 y el 100% de que el objeto encuentre a nuestro planeta, de acuerdo a los cálculos provistos por Andrea Milani de la Universidad de Pisa.

El objeto fue encontrado el lunes a la mañana por el Catalina Sky Survey desde su observatorio cercano a Tucson Arizona.

Cuando un pequeño asteroide entra a la atmósfera, comprime el aire frente a él y produce calor, lo que lo hace brillar y vaporizar. Una vez que brilla, el objeto es llamado meteorito.

Se espera que el meteoro, designado como 2008 TC3, sea visible en el este de África como una bola de fuego muy brillante cruzando rápidamente el cielo desde el noroeste al suroeste. Se piensa que el objeto entrará a la atmósfera sobre el norte de Sudán.

Órbitas de la Tierra, Sol y el asteroide 2008 TC3


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Imágenes:NASA JPL

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2º Gran Conteo mundial de estrellas

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Del 20 de octubre al 3 de noviembre del 2008, Ventanas al Universo organiza un evento mundial diseñado para crear conciencia sobre el cielo nocturno y para animar a las personas en el aprendizaje de la astronomía.
Segundo Gran Conteo mundial de estrellas Ventanas al Universo

Este acontecimiento internacional invita a todas las personas a observar al cielo nocturno y contar el número de estrellas que ven en ciertas constelaciones, y reportar sus observaciones en línea.
Durante el acontecimiento inaugural del 2007, más de 16 000 personas de 64 países y de los 7 continentes participaron en esta campaña que mide la contaminación lumínica a nivel global.
El conteo de estrellas fue diseñado para crear conciencia sobre el cielo nocturno y para animar a las personas en el aprendizaje de la astronomía.
Al final de este evento se publicara un mapa que mostrará los resultados de esta campaña de ciencia ciudadana.
El segundo Gran conteo mundial de Estrellas se llevará a cabo a partir del 20 de octubre hasta el 3 de noviembre del 2008.

Instrucciones en español:
http://www.windows.ucar.edu/citizen_science/starcount/GWWSC2008_ActivityGuide_SPANISH.pdf
Para más información ver:
www.windows.ucar.edu/starcount

¿Cuándo?
Cualquier noche entre el 20 de octubre y el 3 de noviembre, aproximadamente una hora después de la puesta del sol.
Para los habitantes del hemisferio Norte se pide que observen una parte de la Constelación del Cisne (Cygnus), específicamente "La Cruz del Norte".
Para quienes viven en el Hemisferio Sur, observarán "La Tetera" en la constelación de Sagitario.

Luego de la observación habrá que llenar un reporte con la fecha y la hora, qué constelación se observó y la magnitud observada.
Para determinar la magnitud, hay materiales en el sitio, incluído un instructivo en pdf que indica cuántas estrellas serían visibles para cada magnitud.
El sitio provee, además, de un interactivo que permite visualizar gráficos de las diferentes magnitudes y practicar la observación.
Práctica de magnitudes

De esa forma, de acuerdo a las estrellas que veamos podremos indicar la magnitud.
También será necesario informar la latitud y longitud desde donde se realizó la observación. Para eso, el mismo sitio dispone de un localizador, llamado Geocoder, con la tecnología de Google Maps.

Localizador de latitud y longitud

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Crédito:Windows to the Universe

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sábado 4 de octubre de 2008

Buscando estrellas que desaparecen

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Un grupo de investigadores propone buscar estrellas que explotan como supernova, así como estrellas que simplemente desaparecen o supernovas fallidas. Esto revelaría una miríada de nuevos fenómenos astronómicos.
V838 Mon

El estudio sería el primero en su tipo, de acuerdo a un reciente reporte en Astrophysical Journal.

"Cuando haces algo por primera vez, podrías encontrar algo que no esperabas", dice el líder del estudio, Christopher Kochanek, de la Universidad de Ohio.

Cuando las estrellas mueren, sus núcleos colapsan y explotan. La mayoría de las estrellas liberan esta energía como una onda de choque hacia afuera que eyecta las capas exteriores de la estrella: una supernova. Esta es visible como un repentino brillo y una subsecuente atenuación de la estrella.

Sin embargo, algunas estrellas podrían simplemente apagarse, dicen los investigadores. Buscar a estas "novas fallidas" en sondeos de amplio campo permitiría a los astrónomos determinar cuán comunes son.

Para realizar el estudio sería necesario observar secciones del espacio de un radio de 10 megaparsecs (32.6 millones de años luz) para observar un millón de estrellas supergigantes. Como estas estrellas viven, aproximadamente, un millón de años, esto debería garantizar la observación de al menos una muerte durante el período del estudio.

Las estrellas "desaparecidas" podrían detectarse al fotografiar el cielo con una cámara de amplio campo adjunta a un telescopio de ocho metros de diámetro para intentar detectar la desaparición entre dos imágenes de la misma área del cielo.

Kochanek dice que su equipo ya comenzó la recolección de datos usando los espejos de 8.4 metros del Large Binocular Telescope en Arizona e intenta continuar sus observaciones regularmente durante un período de cinco años.

El sondeo podría ayudar a resolver modelos de formación de supernova. En el modelo estándar, las estrellas supergigantes (de 8 a 30 veces la masa del Sol) explotan como supernova pero dejan un denso objeto compacto: una estrella de neutrones. Las estrellas mayores, en cambio, dejan detrás a un agujero negro. La suposición es que todas son supernovas, sea que dejen un agujero negro o una estrella de neutrones, apunta Kochanek.

"Nuestro punto es que no se tienen bases observacionales para esta suposición - sabemos que algunas explotan, y sabemos que es realmente difícil hacerlas explotar en modelos computacionales - por lo que apuntamos que debemos encontrar si hay agujeros negros formándose sin la dramática firma de una explosión supernova", añade.

La posibilidad de que existan agujeros negros formados "en silencio", es decir, que se forman a partir de estrellas masivas que no explotan como supernova fue abordada ya por el astrónomo argentino Félix Mirabel, en 2003, al estudiar la famosa fuente Cygnus X-1.(Axxón cubría entonces la noticia en "Un argentino develó parte del misterio de los agujeros negros")

Según se puede leer en el resumen del nuevo reporte, el estudio colocaría nuevos límites a la tasa total de colapsos de núcleos, que es crítico para determinar la validez de los modelos de supernova. Además determinaría las propiedades de las progenitoras de estas explosiones, encontraría y caracterizaría un gran número de Cefeidas, variables luminosas azules y binarias eclipsantes y permitiría el descubrimiento de cualquier fenómeno nuevo en la zona de estudio.



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Estrella variable V838 Monocerotis
NASA/ESA

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Taller de relatividad, cosmología y física cuántica

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El Instituto de Astronomía y Física del espacio invita a participar en el Taller de Relatividad, cosmología y física cuántica a todos aquellos estudiantes que se encuentren cursando los dos últimos años de la escuela secundaria, el ciclo polimodal o el ingreso a la Universidad y que estén interesados en temas relacionados con el estudio del Universo.
logo IAFE

Si bien los Talleres están dirigidos a estudiantes se encuentran abiertos a todo público Los objetivos del Taller se pueden consultar en
http://www.iafe.uba.ar/httpdocs/Talleres.html

PROGRAMA DE ACTIVIDADES 2008

1. -Primer encuentro: VIERNES 17/10/08 a las 18:00hs
"El Big Bang" Dr. Alejandro Gangui

Veremos cómo se gestó y cuáles son los pilares fundamentales de la cosmología moderna y describiremos las últimas observaciones astrofísicas que sustentan nuestra credibilidad en los modelos del Big Bang. Material de lectura para público escolar disponible en: http://cms.iafe.uba.ar/gangui .

2. -Segundo encuentro: SABADO 25/10/08 a las 10:00hs
"COSMO: tips para que te armes tu universo " Lic. Gabriel Bengochea

En este encuentro pasaremos revista por las ideas actuales que sustentan nuestra visión cosmológica y analizaremos algunos aspectos críticos de la misma. ¿Tenemos alguna forma de explicar lo mismo basados en otros modelos?. Mitos y "verdades" (incluidos algunos del LHC - Gran Colisionador de Hadrones)

3. -Tercer encuentro: VIERNES 31/10/08 a las 18:00hs
"Aspectos históricos sobre la Teoría de la Relatividad Especial" Dr. Rafael Ferraro

Los conceptos de espacio y tiempo forman parte de la base de las teorías físicas. De ellos se deduce la noción de movimiento. Los atributos naturales del movimiento según Aristóteles difieren mucho de los conferidos por la ciencia moderna a partir de Galileo y Newton. La Mecánica de Newton acepta la validez de la composición "galileana" de movimientos, que se respalda en prejuicios naturales sobre el espacio y el tiempo. Sin embargo, la composición galileana de movimientos entrará en conflicto con las propiedades de la luz hacia fines del siglo XIX. La Relatividad Especial resolverá ese conflicto modificando nuestra forma de ver el espacio y el tiempo.

4. -Cuarto encuentro: VIERNES 7/11/08 a las 18:00hs
"Agujeros negros en astrofísica." Dr. Ernesto Eiroa

En las últimas décadas los agujeros negros han dejado de ser curiosidades matemáticas de la teoría de la relatividad general para jugar un importante rol en la comprensión de distintos fenómenos astrofísicos. En esta charla se analizarán los aspectos básicos de la física de los agujeros negros y su importancia en la astrofísica actual.

5. -Quinto encuentro: VIERNES 14/11/08 a las 18:00hs
"Introducción a la Física Cuántica." Dr. Darío Mitnik En este encuentro trataremos de explicar qué es y para qué sirve la Física Cuántica, por qué es importante y por qué parece ser tan difícil.

Inscripción: Abierta hasta el 15/10/08 o hasta agotar las vacantes. Se debe enviar los datos que se indican en la página:

http://www.iafe.uba.ar/httpdocs/taller_prog_08_rel_inicial.html


Pabellón IAFE - Cdad. Universitaria - Av. Int. Güiraldes 2620 - Cdad. De Buenos Aires Dirección Postal: Casilla de Correo 67 - Sucursal 28 (C1428ZAA) Ciudad Autónoma de Buenos Aires - Argentina.
¿Cómo llegar?

El IAFE
El IAFE es un instituto de investigación científica dependiente del Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET) y de la Universidad de Buenos Aires (UBA).

Sus principales líneas de investigación se desarrollanen el campo de la Astronomía, Astrofísica Teórica, Colisiones Atómicas, Física de la Alta Atmósfera y Física de la Teledetección Terrestre.

Los diversos grupos que lo integran mantienen vínculos de trabajo con instituciones afines, tanto nacionales como internacionales, muchos de ellos consolidados a través de Convenios de Cooperación.

Sumado a su actividad esencial, el instituto se caracteriza por la permanente formación de jóvenes investigadores quienes realizan sus trabajos de Licenciatura y Doctorado en Ciencias Físicas y Astronomía en el mismo.

Además, el IAFE es un activo centro de divulgación científica.


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viernes 3 de octubre de 2008

La imagen más nítida de Júpiter

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Dos horas de observación de Júpiter usando una técnica para remover los efectos atmosféricos, produjo la imagen más nítida del planeta entero que se haya tomado hasta ahora desde la tierra. La serie de 265 imágenes obtenidas con un instrumento prototipo montado en el VLT revela cambios en la niebla del planeta, probablemente en respuesta a los cambios globales en el gigante de gas el año pasado.
Júpiter por Multi-Conjugate Adaptive Optics Demonstrator

Ser capaces de corregir imágenes de amplio campo de las distorsiones atmosféricas ha sido un sueño de científicos e ingenieros por décadas. Las nuevas imágenes de Júpiter demuestran el valor de la avanzada tecnología usada por el instrumento prototipo de Óptica Adaptativa Multi-Conjugada, MAD (Multi-Conjugate Adaptive Optics Demonstrator), que usa dos o más estrellas guías en vez de una, como referencia para remover el desenfoque causado por la turbulencia atmosférica, sobre un campo de visión 30 veces mayor que las técnicas existentes.

Los telescopios en suelo sufren de los efectos atmosféricos. La turbulencia causa que las estrellas parpadeen, para delicia de los poetas y la frustración de los astrónomos. Sin embargo, con las técnicas de ópticas adaptativas (OA), esta desventaja puede superarse para producir imágenes tan claras como lo teóricamente posible. Los sistemas de OA trabajan con un sistema de espejo deformado controlado por computador que contrarresta la distorsión de la imagen. Está basado en correcciones ópticas en tiempo real calculadas de los datos de la imagen obtenida por una cámara especial a alta velocidad. Los sistemas actuales de OA sólo pueden corregir el efecto de turbulencia atmosférica en regiones muy pequeñas del cielo -típicamente 15 arcosegundos o menos-, ya que la corrección se degrada rápidamente al moverse del eje central. Los ingenieros desarrollaron entonces nuevas técnicas para sobrepasar esta limitación, una de las cuales es la óptica adaptativa multi-conjugada (OAMC).

"Este tipo de ópticas adaptativas tienen una gran ventaja para observar objetos grandes como planteas, cúmulos estelares o nebulosas", dice el investigador Franck Marchis, de UC Berkeley y el Instituto SETI. "Mientras la óptica adaptativa regular provee excelente corrección en un pequeño campo de visión, MAD provee una buena corrección en un área grande del cielo."

MAD permitió a los investigadores observar Júpiter por casi dos horas entre el 16 y 17 de agosto de 2008, una duración récord, de acuerdo al equipo de observación. Los sistemas de OA convencionales usan una sola luna de Júpiter como referencia y no pueden monitorear al planeta por mucho tiempo porque la luna se mueve muy lejos del planeta. El Telescopio Espacial Hubble no puede observar a Júpiter continuamente por más de unos 50 minutos, porque su visión es regularmente bloqueada por la Tierra durante su órbita de 96 minutos.

Usando MAD, la astrónoma Paola Amico, de ESO, el director de proyecto Enrico Marchetti y Sébastien Tordo rastrearon dos de las lunas más grandes del gigante gaseoso, Europa e Io, una a cada lado del planeta, para proveer una buena corrección a lo largo de todo el disco del planeta. "Fue la observación más estimulante que realizamos con MAD, porque teníamos que rastrear con gran precisión dos lunas moviéndose a diferentes velocidades", dice Marchetti.

Con esta serie única de imágenes, el equipo encontró una gran alteración en el brillo de la niebla ecuatorial, que yace en un cinturón de 16.000 kilómetros sobre el ecuador planetario.
La niebla -que puede ser de hidracina, un compuesto usado para combustible espacial, o posiblemente cristales congelados de amoníaco, agua o hidrosulfuro de amonio- es muy prominente en imágenes infrarrojas. Como la luz visible puede penetrar a niveles más profundos que la luz en longitudes infrarrojas detectadas por MAD, los telescopios ópticos ven luz reflejada por las nubes más profundas, debajo de la niebla. La niebla se comporta como partículas en la cima de los cumulonimbus en la Tierra o en la ceniza volcánica de grandes erupciones, que surgen en la atmósfera alta y se esparcen alrededor del mundo. En Júpiter, el amoníaco en la atmósfera superior también interactúa con la luz solar para formar hidracina, que condensa en una neblina de partículas de hielo fino. La química hidracina en la atmósfera de Júpiter es similar a lo que ocurre en la atmósfera terrestre luego de una erupción volcánica, cuando el sulfuro es convertido por luz solar ultravioleta en ácido sulfúrico.

Más luz solar en la niebla atmosférica superior significa que la cantidad de niebla se incrementó o que se movió a altitudes superiores. La conclusión viene de comparar con imágenes tomadas en 2005 por Mike Wong y su colega Imke de Pater usando el Hubble. Esas imágenes, tomadas en longitudes infrarrojas, muy cercanas a las usadas en el estudio de VLT, muestran más niebla en la mitad norte de la brillante zona ecuatorial, mientras las imágenes del nuevo estudio muestran un claro movimiento al sur.

"El cambio que vemos en la niebla podría estar relacionado con grandes cambios en los patrones de nubes asociados con el trastorno planetario de Júpiter del año pasado, pero necesitamos más datos para determinar con precisión cuándo ocurrieron los cambios", declara Wong.

El concepto AOMC
Esquema de óptica Adaptativa Multi-Conjugada
El concepto de la óptica Adaptativa Multi-Conjugada, varias estrellas guías (Reference Stars) localizadas en el campo de visión son usadas simultáneamente para realizar una tomografía del cono de volúmen de la turbulencia atmosférica sobre el telescopio por sensores de frente de onda (WFS). Los frentes de onda medidos son combinados en tiempo real para calcular las instrucciones a aplicar por los espejos deformables (dos en el caso de MAD) ópticamente conjugados a diferentes altitudes sobre el telescopio (Ground Conj. DM y Altitud Conj. DM). Estos espejos deformables son optimizados para maximizar homogéneamente la corrección sobre el campo de visión científico.



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Crédito imágenesSobre las imágenes
ESO PR Photo 33/08
A MAD view of Jupiter

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jueves 2 de octubre de 2008

Paisaje celestial de Hubble

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El 10º aniversario del Proyecto Hubble Heritage (Patrimonio de Hubble) se está celebrando con una nueva imagen del cosmos. Los intrincados "valles y colinas" de gas y polvo de una increíble región de formación estelar cercana.
NGC 3324

El Proyecto Hubble Heritage, que comenzó en octubre de 1998, ha liberado cerca de 130 imágenes de los archivos del Telescopio Espacial así como un número de observaciones tomadas específicamente por el proyecto. Al lanzar una nueva y desconocida imagen cada mes, el equipo intenta mostrar algunas de las imágenes más atractivas tomadas por el telescopio y compartirlas con una amplia audiencia. El equipo continua creando estéticas imágenes que presentan el universo con una perspectiva artística.

Este mes una imagen tridimensional muestra el borde de una gigante cavidad de gas en la región de formación estelar llamada NGC 3324. La brillante nebulosa ha sido escarbada por la intensa radiación violeta y los vientos estelares de muchas jóvenes y calientes estrellas. Un cúmulo de estrellas muy masivas, localizado fuera de la imagen en el centro de la nebulosa, es el responsable de la ionización de la nebulosa y la erosión de la cavidad.

La imagen revela además las oscuras torres de gas frío y polvo que surgen sobre la brillante pared de gas. El denso gas en la cima resiste la radiación de las estrellas centrales y crea una torre que apunta en dirección del flujo de la energía. La radiación de alta energía de las estrellas jóvenes en NGC 3324 está esculpiendo la pared de la nebulosa al erosionarla lentamente y así crea la magnífica silueta que vemos.

NGC 3324 - Ampliar

Localizada en el hemisferio sur, NGC 3324 se encuentra a 7.200 años luz (2.2 kiloparsecs), en la esquina norte de la Nebulosa Carina (NGC 3372), hogar de la Nebulosa Keyhole (Nebulosa Ojo de la Cerradura) y la activa y explosiva estrella Eta Carinae.

La imagen es una composición de datos tomados por dos instrumentos científicos del Hubble. Datos tomados por la Cámara Avanzada para Sondeos (ACS) en 2006 aíslan la luz emitida por el hidrógeno. Datos más recientes, tomados este año con la Cámara de Amplio Campo y Planetaria 2 (WFPC2), aísla la luz emitida por el sulfuro y el oxígeno. Para crear la composición de color, los datos del filtro del sulfuro están representados en rojo, los del oxígeno en azul y los del filtro de hidrógeno en verde.

¿Dónde está NGC 3324?
Localización de NGC 3324 - Para ampliar

Imagen de suelo de la constelación Carina. El complejo de la Nebulosa Carina está marcado con un cuadrado.
Foto cortesía:A. Fujii

Composición roja y azul del complejo de la Nebulosa Carina, hogar de NGC 3324
Foto cortesía de NASA, ESA, Digitized Sky Survey, y Z. Levay (STScI)

Nebulosa de emisión NGC 3324
Foto cortesía de Brad Moore

Sección de NGC 3324 de Hubble Heritage
NASA, ESA, the Hubble Heritage Team (STScI/AURA), and N. Smith (University of California, Berkeley)

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Crédito imágenesSobre las imágenes
Crédito: NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
Reconocimiento: N. Smith (University of California, Berkeley)

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miércoles 1 de octubre de 2008

El sorprendente magnetismo de una galaxia lejana

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Tiempo estimado de lectura: 3 min. 6 seg.

Usando un poderoso radiotelescopio para espiar en el universo temprano, un equipo de astrónomos obtuvo la primera medición directa del campo magnético de una galaxia en nacimiento tal como era hace 6.500 millones de años atrás.
Telescopio Robert C. Byrd Green Bank

Los astrónomos creen que los campos magnéticos en nuestra propia Vía Láctea y otras galaxias cercanas -que controlan la tasa de formación estelar y la dinámica del gas interestelar- surgen de un lento "efecto dínamo". En este proceso, las galaxias en lenta rotación, se piensa, han generado campos magnéticos que crecieron muy gradualmente al evolucionar a lo largo de los 5 mil millones a 10 mil millones de años a sus niveles actuales.

Pero en la edición del 2 de octubre de Nature, los astrónomos reportan que el campo magnético que midieron en esta distante proto-galaxia es al menos 10 veces más grande que el valor promedio en la Vía Láctea.

"Esto fue una completa sorpresa", dice Arthur Wolfe, un profesor de física de la Universidad de California que lideró al equipo. "El campo magnético que medimos es al menos un orden de magnitud mayor que el valor promedio del campo magnético detectado en nuestra propia galaxia".

Los astrónomos usaron el radiotelescopio Robert C. Byrd en Green Bank operado por NRAO para observar a la joven protogalaxia llamada DLA-3C286.

Hasta recientemente, los astrónomos sabían muy poco acerca de campos magnéticos fuera de nuestra galaxia, habiendo medido directamente el campo magnético en sólo una galaxia cercana. "Y ese campo no era tan fuerte como el campo que vimos [ahora]", dice Wolfe.

Para realizar sus mediciones, los científicos estudiaron las ondas de radio emitidas por un objeto aún más distante, el cuásar 3C 286, detrás de la protogalaxia. Al pasar estas ondas electromagnéticas a través de la joven galaxia, algunas fueron absorbidas por los átomos de hidrógeno en la protogalaxia. Normalmente, los átomos absorberían sólo una frecuencia específica. Sin embargo, como los átomos fueron afectados por el campo magnético de la galaxia, absorbieron a dos frecuencias cercanas. Este fenómeno, llamado efecto Zeeman, permite a los científicos medir la fuerza del campo magnético que afecta al gas de hidrógeno a través del cual pasaron las ondas. Estas observaciones fueron las primeras medidas de este efecto en un objeto celeste a semejante distancia.


Pero un equipo de astrónomos suizos y norteamericanos reportaron en la edición del 17 de julio de Nature que una medición indirecta de los campos magnéticos de 20 galaxias distantes, usando la luz de brillantes cuásares, sugiere que los campos de galaxias jóvenes eran tan fuertes cuando el universo tenía una tercera parte de su edad actual como lo son en las maduras galaxias actuales.

Según Wolfe, esas mediciones indirectas y las mediciones directas de su equipo "no necesariamente pone en duda la teoría de la generación de los campos magnéticos, el modelo dínamo, que predice que la fuerza de los campos magnéticos debería ser mucho menor en las galaxias del pasado cosmológico".

"Nuestro resultado presenta un desafío al modelo dínamo, pero no lo descartan", añadió. "El poderoso campo magnético que detectamos está en un gas con muy poca formación estelar, y una interesante implicación es que la presencia de los campos magnéticos es una razón importante de porqué la formación de estrellas es muy débil en ese tipo de protogalaxias".

Wolfe indicó además que su equipo tiene otras dos plausibles explicaciones para lo observado. "Especulamos que estamos viendo un campo hacia las regiones centrales de una galaxia masiva, dado que los campos magnéticos suelen ser mayores hacia el centro de las galaxias cercanas. También es posible que el campo que detectamos haya sido amplificado por una onda de choque generada por la colisión entre dos galaxias".

"En cualquier caso, nuestra detección indica que los campos magnéticos podrían ser factores importantes en la evolución de las galaxias y en particular podrían ser responsables de la baja tasa de formación estelar detectada en los gases progenitores de jóvenes galaxias en el universo temprano".

El desafío, ahora, según Xavier Prochaska, otro miembro del equipo, es realizar observaciones como estas en galaxias a través del universo.



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Crédito imágenesSobre las imágenes
Crédito:NRAO/AUI/NSF


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Los ecos infrarrojos de una supernova

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Los ecos cercanos a los dispersos restos de una estrella que explotó están repitiendo los primeros momentos de la explosión, según indican los científicos.
Remanente de supernova Cas A y sus puntos calientes

Eli Dwek del Centro Espacial Goddard y Richard Arendt de la Universidad de Maryland, dicen que estos ecos son generados por la radiación de la onda de choque de la supernova Cassiopeia A que destrozó a la estrella hace 11.000 años.

"Estamos viendo el primer destello de la supernova", dice Dwek.

Anteriormente, otros investigadores de Spitzer descubrieron puntos calientes cercanos a la remanente de supernova Cassiopeia A y reconocieron su importancia como los ecos de luz del estallido original. Dwek y Arendt usaron datos de Spitzer para investigar este polvo caliente y determinar la causa de los ecos con mayor precisión.

Seis nudos de polvo cercano a la remanente muestran temperaturas entre -173 y -123 grados Celsius. Aunque esto puede parecer muy frío para los estándares de la vida cotidiana en la Tierra, estas temperaturas son muy calientes en comparación con el típico polvo interestelar.

Los científicos muestran en un reporte del 1º de octubre de The Astrophysical Journal que el único evento que puede generar esos granos tan calientes es el poderoso y corto pulso de radiación ultravioleta y rayos-X que marcan la muerte de una estrella. El estallido fue unas cien mil millones de veces más brillante que el Sol, pero duró sólo un día aproximadamente.

"Ellos identificaron el evento preciso durante la demolición de la estrella que produce el echo que vemos", dice Michael Werner, científico de Spitzer en el Laboratorio de Propulsión Jet en Pasadena.

La luz de la explosión alcanzó la Tierra en el siglo XVII, pero nadie la notó. El hallazgo da a los astrónomos una segunda chance de estudiar la supernova.

Aunque la explosión originalmente escapó a la detección, sus restos -una caliente nube de gas en expansión conocida como Cassiopeia A (o Cas A, para abreviar)- es una de las remanentes de supernova mejor estudiadas. La zona del estallido yace a 11.000 años luz de distancia en la constelación Cassiopeia.

Cuando una estrella masiva se queda sin combustible nuclear, su núcleo colapsa en una superdensa estrella de neutrones. Al formarse se contrae y expande. Esto dispara una enorme onda de choque que hace añicos las capas exteriores de la estrella. El shock crea un flash de alta energía que precede al surgimiento de la supernova en luz visible.

Evidencia de un flash asociado con este shock existía sólo en simulaciones computacionales hasta el 9 de enero de este año. Ese día fue cuando el satélite Swift de NASA detectó un pulso de rayos-X de 5 minutos de duración de una galaxia NGC 2770. Unos días después, una nueva supernova -designada como SN 2008D- apareció en la galaxia.

Los ecos infrarrojos de Cas A surgen de nubes de polvo a unos 160 años luz más lejanas que la remanente. El pulso de radiación inicial de la supernova se expande a través del espacio a la velocidad de la luz, encuentra las nubes y caliente sus granos de polvo. El polvo, a su vez, irradia la energía en longitudes de luz infrarroja.

Esta radiación tomó 160 años en alcanzar las nubes y, una vez calentada, la energía infrarroja de los granos tienen que realizar la misma distancia. Este viaje extra resulta en 320 años entre el flash inicial y el arribo del eco infrarrojo del polvo a la Tierra. Los investigadores planean usar estos ecos para pintar un retrato íntimo de la explosión, la estrella y el entorno inmediato.

Cuando la luz de la supernova Cas A alcanzó la tierra a fines de los 1600, nadie reportó el avistaje de una nueva estrella. El 16 de agosto de 1680, el astrónomo inglés John Flamsteed podría haber visto la supernova sin reconocerla. Él grabó una débil estrella cerca de la posición de Cas A, pero ninguna existe allí ahora.





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Crédito imágenesSobre las imágenes
NASA/JPL-Caltech/E. Dwek and R. Arendt

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Argentino mide la memoria magnética de la atmósfera de Titán

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Un grupo de investigadores pudieron medir la capacidad que tiene Titán, la luna de Saturno, para retener el campo magnético del planeta al que está usualmente expuesta. El trabajo fue publicado en Nature y Science.
Imagen artística de la magnetósfera de Saturno y Titán dentro de ella

La misión espacial Cassini en torno a Saturno acaba de realizar mediciones inéditas en cercanías de su mayor luna, Titán. Estas mediciones, realizadas por el magnetómetro de la sonda espacial, y analizadas por un grupo de investigadores liderado por el doctor César Bertucci - investigador del Conicet recientemente repatriado para trabajar en el Instituto de Astronomía y Física del Espacio (IAFE)- permitieron medir la capacidad que tiene la Titán para retener el campo magnético de Saturno al que está usualmente expuesta. Por primera vez en la historia de la exploración espacial de Titán -que comenzó hace más de 28 años- Cassini encontró a Titán en el plasma del viento solar, es decir, fuera del área de influencia del campo magnético de Saturno. Sin embargo y para sorpresa de los investigadores, las mediciones revelaron que el campo magnético que envolvía a Titán se encontraba estratificado en dos capas de distinta polarización: una capa externa, correspondiente al campo magnético del Sol, y una capa a más baja altitud poblada por líneas ‘fósiles’ de campo magnético de Saturno y a los que la luna había estado expuesta minutos antes del encuentro con Cassini. De esta manera y, al igual que en arqueología, estas mediciones mostraron que las capas de campo magnético a mayores altitudes sobre Titán corresponden a condiciones magnéticas más recientes. “Fue cuando se intentó saber la ‘edad’ de estos campos magnéticos ‘fósiles’, en otras palabras, hace cuánto tiempo estas líneas fueron depositadas en la atmósfera de Titán. Las observaciones de Cassini permitieron ubicar esta escala temporal entre 20 minutos y 3 horas aproximadamente”, explicó el doctor César Bertucci.


La magnetosfera de Saturno por Cassini

Por qué es tan importante conocer este tiempo? “Sirve para medir la erosión de la atmósfera de Titán por acción del plasma externo de Saturno y el Sol” dice Bertucci. En este momento, simulaciones numéricas intentan obtener estas estimaciones de pérdida atmosférica a partir de los tiempos de tránsito derivados del presente estudio.

Claves:

· La misión Cassini/Huygens es un proyecto conjunto de la Agencia Estadounidense de Aeronáutica y el Espacio (NASA) y la Agencia Espacial Europea (ESA) destinado a estudiar al planeta Saturno y su sistema de anillos y lunas.

· Fue lanzada de Cabo Cañaveral en octubre de 1997 y llegó a Saturno en Julio de 2004. Desde entonces se encuentra en órbita alrededor del planeta de los anillos.

· Titán (radio = 2575 Km.) Es el mayor satélite de Saturno y el único que posee una atmósfera densa. Su composición química incluye compuestos orgánicos similares a los que existieron en la Tierra antes del surgimiento de la vida.

· A diferencia de la Tierra, Titán no posee un campo magnético global que proteja su atmósfera de los gases ionizados (plasmas) y los campos magnéticos externos a los que está expuesta su atmósfera ionizada por los rayos ultravioleta del Sol.

· Al igual que una piedra en un arroyo, el plasma y el campo magnético de Saturno (que rota con el planeta) fluye alrededor de Titán, generando una estela por detrás del objeto llamada ‘cola magnética’, similar a la de los cometas.

· Por el tamaño de su órbita (a 1.2 millones de Km. De Saturno) Titán se encuentra en los confines de la magnetosfera de Saturno (región donde domina el campo magnético propio del planeta).

· Por primera vez en la historia de su exploración, Titán fue observada por Cassini en el momento en el que la luna se hallaba fuera de la región dominada por el campo magnético de Saturno (magnetosfera).

· Sin embargo, en el momento del encuentro con Cassini, Titán se encontraba aún envuelta por campos magnéticos ‘fósiles’ de Saturno, a los que la luna había estado expuesta minutos antes.


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Crédito imágenesSobre las imágenes
Primera imagen:
Imagen artística de la magnetósfera de Saturno y Titán dentro de
ella (Krimigis et al., Nature, Vol 450, 13 Diciembre, 2007).

Segunda imagen:
La magnetosfera de Saturno es vista en esta imagen tomada por Cassini el 21 de junio de 2004. Una magnetosfera es un envoltorio magnético de partículas cargadas que rodea a algunos planetas, incluyendo la Tierra. En la imagen se describe la órbita de Titán a través de la magentosfera de Saturno.
NASA/JPL/John Hopkins University



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