Amigo lector,

Amigo lector,

Bienvenido a este blog dedicado a la Astronomía y a la Astrofotografía, dos de mis grandes pasiones. Aquí podrás encontrar las noticias más recientes relacionadas con la Astronomía , así como mis últimos trabajos en fotografía astronómica. Quiero dedicar esta bitácora a la memoria de Carl Sagan, gran científico y excelente divulgador. Gracias a él varias generaciones de lectores y telespectadores se interesaron por la Astronomía en todo el mundo, hizo asequible a todos los públicos los conocimientos de la época sobre el cosmos y transmitió su pasión por la ciencia y el respeto al método científico.

______________________________________________________________________________________________________Jesús Canive

miércoles, 29 de junio de 2011

La verdadera edad de una estrella

Para muchas estrellas de cine la edad es su secreto mejor guardado, lo mismo sucede en el espacio con las verdaderas estrellas.   La mayor parte de ellas apenas varían su aspecto a lo largo su vida, por lo tanto, es difícil saber con precisión su edad.  Hace ya algunos años se propuso la girocronología como método para determinar la verdadera edad de una estrella.

Este método pretendía sustituir los dos métodos anteriores: La técnica isócrono y el método cromosférico, y en esencia consiste en tomar como referencia la velocidad de giro de una estrella cuya edad se conoce, tal es el caso de nuestro Sol, que sabemos tiene una edad de 4.600 millones de años, y utilizarla como patrón de medida. La rotación de una estrella se decelera de forma constante a lo largo del tiempo y esto puede utilizarse como un reloj para determinar su edad.

Cúmulo NGC-6811. Crédito: Anthony Ayiomamitis.

Además de su masa, la edad de una estrella es uno de sus atributos más importantes, y poder saber su edad es de gran importancia para muchos estudios astronómicos, y en particular para la búsqueda de planetas. Conviene aclarar que, en un sistema planetario, los planetas  tienen la misma edad que la estrella que los alberga ya que se formaron a la vez. Hasta la fecha se han encontrado en torno a 2.000 planetas fuera de nuestro sistema solar y se espera que el  número aumente considerablemente en los próximos años. El sieguente paso es intentar comprender cómo se forman y evolucionan y por qué son tan difenrentes unos de otros.
 
Primeros cinco exoplanetas detectados por Kepler.  Crédito Kepler-NASA.


Saber la edad de una estrella es relativamente fácil cuando se encuentra en un grupo de estrellas que se ha formado a la vez. Los astrónomos saben que teniendo en cuenta el color y brillo de las estrellas en un cúmulo pueden determinar un patrón que servirá para establecer la edad del cúmulo. Sin embargo, esta técnica sólo funciona con cúmulos. Para aquellas estrellas de campo que no forman parte de un cúmulo (incluyendo todas las estrellas conocidas que tienen planetas), la determinación de la edad es mucho más difícil.  De ahí la importancia de hallar un método para datar su edad de forma independiente.

La girocronología pretende dar solución a este problema. Dado que el periodo de rotación de una estrella mantiene un cambio constante y que este está en función de su edad y color, se puede determinar la edad mediante la medición de otras dos propiedades, el periodo de rotación y el color. Si se conocen las relaciones entre tres cantidades, midiendo dos de ellas se puede calcular la tercera. El color de una estrella es un indicador de su masa o de la temperatura de su superficie. Los márgenes de error típicos en las edades girocronológicas son del orden del 15%, mientras que los métodos anteriores de datación presentaban márgenes de error de entre el 50% y el 100%.

Para medir el giro de la estrella, se buscan los cambios en el brillo causados por manchas oscuras en su superficie, el equivalente estelar de las manchas solares. Cada vez que una macha cruza la cara visible de la estrella, se atenúa un poco su brillo. Una vez que la mancha sale de la cara visible, la luz de la estrella recupera su brillo. Se trata, por tanto de medir el tiempo que tarda en completarse el ciclo para determinar su velocidad de giro.

Kepler. Crédito: Kepler-NASA.
Los cambios en el brillo de una estrella debidos a las manchas son muy pequeños, por lo general un porcentaje mínimo, y se hacen más pequeños a medida que aumenta la edad de la estrella. De esta forma, los períodos de rotación de las estrellas con una edad de más  de mil millones de años no pueden ser medidos desde la superficie de la Tierra ya que las interferencias atmosféricas lo impiden. Afortunadamente, esto no es un problema para la nave espacial Kepler que fue diseñada específicamente para medir el brillo estelar con una gran precisión y así poder detectar planetas que cruzan delante de la estrella en nuestra línea de visión, haciendo disminuir su brillo.
Un estudio reciente basado en las observaciones de la nave espacial Kepler, ha encontrado períodos de rotación que van desde 1 a 11 días en estrellas masivas de muy alta temperatura, en comparación con la velocidad de rotación de 30 días de nuestro Sol. Más importante aún, han encontrado una importante correlación entre la masa estelar y la velocidad de rotación, con poca dispersión. Este resultado confirma que la girocronología es un método prometedor para poder conocer la verdadera edad de las estrellas.

Para saber más:

miércoles, 22 de junio de 2011

Helena, la reina de hielo


Helena es una de las lunas heladas de Saturno, fue descubierta por P. Laques y J. Lecacheus en 1980. Se la conoce como el satélite Troyano de Dione ya que comparten la misma órbita con un adelanto de casi 60 grados respecto a su gran compañero. Sus dimensiones son 36 x 32 x 30 kilómetros.

La nave espacial Cassini de la NASA ha completado con éxito su segunda aproximación a Helena.  El acercamiento se produjo el pasado 18 de junio, cuando la Cassini pasó a 6.968 km de su superficie.  Resultado de dicha aproximación, son estas increibles imágenes.

Imagen tomada por la nave Cassini el 18 de junio de 2011.  Crédito: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute.
Otra de las imágenes todamadas el 18 de junio. Crédito: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute.
 
Este sobrevuelo permitirá a los científicos terminar de crear un mapa global de Helena, de modo que se pueda entender mejor la historia de los impactos de este satélite y las estructuras en forma de surcos que se observaron en acercamientos anteriores.
En el anterior encuentro con Helena, que se produjo el 10 de marzo de 2010 a una distancia de 1.820 km ya pudieron apreciarse estos extraños surcos que se cree son producidos por avalanchas de hielo, material del que está formada principalmente esta luna.

Imagen tomada en el acercamiento del 10 de marzo de 2010. Crédito: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute.
Las sorprendentes imágenes muestran, además de las supuestas avalanchas, una superficie relativamente limpia de impactos y abren nuevas incógnitas. ¿Por qué el material supuestamente deslizado tiene un color distinto? ¿Cuál es la razón de que se produzcan procesos distintos en los dos polos? ¿Cómo es posible que haya tanta diversidad morfológica en una luna tan pequeña?
Seguiremos atentos a los nuevos datos.

Créditos:
Noticia: NASA/JPL/Cal. Tech.
Traducción y edición: Jesús Canive

domingo, 19 de junio de 2011

Supernova en M 51

Como muchos ya sabéis, desde hace unas semanas se está produciendo la explosión de una supernova en M51, también conocida como la Galaxia del Remolino.  Tras un tiempo con los telescopios en dique seco, ayer finalmente pude obtener una imagen.  Ya se que hay miles circulando por la red en estos momentos pero quería documentarlo por mí  mismo, para poder compararla con una imagen que tomé dos meses antes de que se descubriera la descomunal explosión. A continuación os cuelgo las dos imágenes para que podáis apreciar el fenómeno.

Imagen tomada el 9 de abril de 2011.
Imagen de ayer día 18 de junio de 2011.
Para ponerlo en perspectiva, conviene recordar que en realidad el fenómeno que ahora observamos se produjo hace unos 20 millones de años ya que ese es el tiempo que tarda la luz en llegar hasta nosotros desde donde se encuentra esta galaxia.  Estamos, por tanto, viendo el pasado.
Igualmente quiero aclarar que a esa distancia tan enorme no podemos ver estrellas individuales de esa galaxia.  Todas las que se ven en estas imágenes pertenecen a nuestra propia galaxia, sólo que están en la mísma línea de visión.  Lo que vemos es la luz de ellas en su conjunto.  Eso nos debe dar una idea de la tremenda potencia de la explosión que la hace visible a nuestros ojos.
Espero que os guste.

viernes, 17 de junio de 2011

Cómo nos afecta la actividad solar

Desde 1611, los seres humanos han registrado las idas y venidas de las manchas solares. Su número aumenta y disminuye en un ciclo que dura aproximadamente 11 años. Por lo general, más manchas solares implican más actividad y erupciones en el Sol y viceversa. El número de manchas solares puede cambiar de un ciclo a otro, y 2008 vio el mínimo solar más largo y el más débil desde que los científicos registran los datos del Sol con instrumentos instalados ​​en el espacio.
El mínimo solar ocurre cada 11 años. (Credit: NASA/Goddard Space Flight Center)
Las observaciones han demostrado, sin embargo, que los efectos magnéticos en la Tierra debidos al Sol, como las auroras, no han descendido en sincronía con el ciclo solar. En un artículo que apareció en 16 de mayo 2011, Annales Geophysicae informa que estos efectos en la Tierra, sí alcanzaron en realidad un mínimo, de hecho alcanzaron los niveles más bajos del siglo, pero unos ocho meses más tarde. Los científicos creen que algunos factores en la velocidad del viento solar, y la fuerza y ​​la dirección de los campos magnéticos integrados dentro de ella, ayudaron a producir este descenso anómalo.
"Históricamente, el mínimo solar se define por el número de manchas solares", afirma Bruce Tsurutani, científico de meteorología espacial del Jet Propulsion Laboratory (JPL) de la NASA en Pasadena, California, primer autor en el artículo. "Sobre la base de que, el 2008 fue identificado como el período de mínimo solar, pero los efectos geomagnéticos en la Tierra llegaron a su mínimo bastante tiempo después, en 2009, decidimos buscar la causa del mínimo geomagnético", declara.
Aurora asutral (NASA)
Los efectos geomagnéticos en la Tierra debidos al Sol,  son medidos por magnetómetros. Estos efectos normalmente son inofensivos, y el único signo evidente de su presencia es la aparición de auroras cerca de los polos. Sin embargo, en casos extremos, pueden causar fallos de red eléctrica o inducir corrientes peligrosas en largas canalizaciones, por lo que es importante saber cómo los efectos geomagnéticos varían con el Sol.
Hay tres cosas que ayudan a determinar la cantidad de energía del Sol que es transferida a la magnetosfera de la Tierra por el viento solar: La velocidad del viento solar, la fuerza del campo magnético fuera de los límites de la Tierra (conocido como el campo magnético interplanetario) y en qué dirección está apuntando. El equipo, que también incluye a Walter González y Ezequiel Echer del Instituto Nacional Brasileño para Investigaciones Espaciales de São José dos Campos, Brasil, examinó cada componente por separado.
En primer lugar, los investigadores notaron que en 2008 y 2009, el campo magnético interplanetario fue el más bajo de la historia de la era espacial. Esta fue una contribución evidente al mínimo geomagnético. Pero dado que los efectos geomagnéticos no descendieron en 2008, no podía ser el único factor.
Para examinar la velocidad del viento solar, acudieron al Advanced Composition Explorer (ACE) de la NASA, que está en el espacio interplanetario fuera de la magnetosfera de la Tierra, aproximadamente 1,6 millones de kilómetros en dirección al Sol. Los datos del ACE mostraron que la velocidad del viento solar se mantuvo alta durante el mínimo de manchas solares. Sólo más tarde comienza un descenso constante, que correlaciona con el calendario de la disminución de los efectos geomagnéticos.
ACE
El siguiente paso era entender la causa de esta disminución. El equipo encontró al culpable en algo conocido como agujeros de la corona. Los agujeros de corona son zonas en la atmósfera externa del Sol más oscuras y frías. El rápido viento solar disparado el centro de los agujeros de la corona alcanza velocidades de hasta 800 kilómetros por segundo, pero el viento que sale de los lados disminuye a medida que se expande en el espacio.
"Por lo general, durante el mínimo solar, los agujeros de la corona se encuentran en los polos del Sol", dice Giuliana de Toma, científica solar en el Centro Nacional de Investigación Atmosférica, cuya investigación sobre este tema ayudó a dar una idea de este trabajo. "Por lo tanto, la Tierra recibe el viento de sólo los bordes de estos agujeros, que no es muy rápido. Pero en 2007 y 2008, los agujeros de la corona no se limitan a los polos como suele ser lo normal."


Los agujeros de la corona se quedaron en las latitudes bajas a finales de 2008. En consecuencia, el centro de los agujeros se quedó apuntando directamente hacia la Tierra, enviando viento solar de alta velocidad. Sólo cuando finalmente se desplazaron más cerca de los polos en 2009, la velocidad del viento solar dirigido hacia la Tierra empezó a disminuir. Y, por supuesto, los efectos geomagnéticos y avistamientos de auroras disminuyeron con él.
Los agujeros de la corona parecen ser los responsable de que también se haya reducido al mínimo la dirección hacia el sur del campo magnético interplanetario. Los campos magnéticos del viento solar oscilan en su viaje del Sol a la Tierra. Estas fluctuaciones son conocidas como ondas de Alfvén. El viento que sale de los centros de los agujeros de la corona tiene grandes fluctuaciones, lo que significa que el componente sur magnético (como el de otras direcciones) es bastante grande. El viento que viene desde los bordes, sin embargo, tiene fluctuaciones más pequeñas, y en comparación, componentes hacia el sur más pequeños. Así, una vez más, los agujeros de la corona en latitudes más bajas tendrían más posibilidades de conectar con la magnetosfera de la Tierra y causan efectos geomagnéticos, mientras que los agujeros en latitudes medias influirían menos.
Simulación de ondas de Alfvén

La acción conjunta de estos tres factores - baja fuerza del campo magnético interplanetario, combinado con viento solar de menor velocidad y menores fluctuaciones magnéticas debidas a la ubicación de los agujeros - crea el ambiente perfecto para un mínimo geomagnético.
Saber qué situaciones provocan o impiden una intensa actividad geomagnética en la Tierra es un paso hacia una mejor capacidad para predecir cuándo podrían ocurrir tales eventos. Llevarlo a cabo, señala Tsurutani, requiere centrarse en la estrecha relación entre esos efectos y la compleja física del Sol. "Es importante entender mejor todas estas características", añade, "Para entender las causas que producen bajos campos magnéticos interplanetarios así como las causas de los agujeros de la corona en general. Todo esto es parte del ciclo solar. Y todo parte de lo que causa efectos en la Tierra."


Para saber más:

Créditos
Artículo: Science Daily
Traducción y edición: Jesús Canive

miércoles, 15 de junio de 2011

Breve historia de la cosmología

Hace cuatro mil años los Babilonios ya eran hábiles astrónomos capaces de predecir los movimientos aparentes de la Luna, las estrellas, los planetas y el Sol sobre el cielo, incluso eran capaces de predecir eclipses.
Pero fueron los antiguos griegos los primeros en construir un modelo cosmológico dentro del cual se pudieran interpretar estos movimientos. En el siglo cuarto antes de Cristo, desarrollaron la idea según la cual las estrellas estaban fijas en una esfera celeste que rotaba alrededor de una Tierra esférica cada 24 horas, mientras que los planetas, el Sol y la Luna se movían en el éter comprendido entre la Tierra y las estrellas.
Este modelo fue desarrollado durante los siglos siguientes, culminando en el siglo segundo de nuestra era con el gran sistema de Ptolomeo. El movimiento perfecto debe ser en círculos, por lo tanto las estrellas y los planetas por ser objetos celestiales se mueven en círculos. Sin embargo, para poder explicar el complicado movimiento de los planetas que periódicamente parecían retroceder en su camino, tuvieron que introducirse los epiciclos de tal manera que los planetas se movían en círculos sobre círculos sobre una Tierra fija.
Para Ptolomeo la Tierra era el centro del Universo.
A pesar de su complicada estructura, Ptolomeo desarrolló un modelo que reproducía tan bien el movimiento aparente de los planetas, que cuando en el S. XVI Copérnico propuso un sistema heliocéntrico, no fue capaz de igualar la precisión del sistema centrado en la Tierra de Ptolomeo. Copérnico construyó un modelo donde la Tierra rotaba y, junto con los otros planetas, se movía en una órbita circular alrededor del Sol. Sin embargo, las evidencias de las observaciones de la época favorecían el sistema Ptolemeico.
Existían otras razones prácticas por las que muchos otros astrónomos de la época rechazaban la noción copernicana de que la Tierra orbitara el Sol. Tycho Brahe fue el mayor astrónomo del S. XVI. Comprendió que si la Tierra se movía alrededor del Sol, entonces la posición relativa de las estrellas debería cambiar respecto a cómo se las veía desde distintos puntos de la órbita de la Tierra. Sin embargo no había evidencia de este desplazamiento, llamado paralaje. O bien la Tierra estaba fija, o de lo contrario las estrellas debían estar extraordinariamente lejos.
Sólo con la ayuda del recién inventado telescopio, en los inicios del S. XVII, fue capaz Galileo de dar la puntilla a la idea de que la Tierra era el centro del Universo. Descubrió que había lunas que orbitaban el planeta Júpiter. Y si las lunas pueden orbitar un planeta ¿por qué no podrían los planetas orbitar el Sol?
Al mismo tiempo Kepler, el ayudante de Brahe, descubrió la clave para construir un modelo heliocéntrico. Los planetas se mueven en elipses, no en círculos perfectos, alrededor del Sol. Posteriormente Newton mostró que el movimiento elíptico podía ser explicado por su ley del inverso del cuadrado para la fuerza de la fuerza gravitatoria.
Pero la ausencia de cualquier paralaje observable en la posición aparente de las estrellas mientras la Tierra orbita al Sol, implicaba que las estrellas debían estar a una distancia enorme del Sol. El cosmos parecía ser un vasto mar de estrellas. Con la ayuda de su telescopio, Galileo pudo resolver miles de nuevas estrellas que eran invisibles a simple vista. Newton concluyó que el Universo debía ser un infinito y eterno mar de estrellas muy parecidas a nuestro Sol.
No fue hasta el S. XIX que el astrónomo y matemático Bessel midió finalmente la distancia de estrellas mediante paralaje. La estrella más cercana (aparte del Sol) resultó estar a ¡40 millones de millones de km de distancia¡ (por contraste el Sol está a tan solo 150 millones de km de distancia de la Tierra).
La mayoría de las estrellas que vemos están en la Vía Láctea, la banda brillante de estrellas que se extiende a través de nuestro cielo nocturno. Kant y otros propusieron que nuestra Vía Láctea era de hecho una 'isla en el universo' con forma de lente, o galaxia y que más allá de nuestra propia Vía Láctea debe haber otras galaxias.
Además de estrellas y planetas, los astrónomos localizaron borrosos parches de luz en el cielo nocturno a los que denominaron nebulosas. Algunos astrónomos pensaron que podía tratarse de galaxias lejanas. Fue en 1920 cuando el astrónomo americano Hubble estableció que algunas nebulosas eran en realidad galaxias lejanas de tamaño parecido a nuestra Vía Láctea.
Hubble también realizó el notable descubrimiento de que esas galaxias parecen estar alejándose de nosotros, con una velocidad proporcional a la distancia que nos separa de ellas. Pronto se comprendió que esto tiene una explicación natural en términos de la recién formulada Teoría de la Relatividad General de Einstein: Nuestro Universo está en expansión.

En realidad Einstein podría haber pronosticado que el Universo se está expandiendo con la primera propuesta de su teoría en 1915. La materia tiende a unirse bajo la gravedad por lo que es imposible tener un universo estático. Sin embargo, Einstein se dio cuenta de que podía introducir una constante arbitraria en sus ecuaciones matemáticas que pudiera equilibrar la fuerza gravitatoria y mantener las galaxias separadas. Esto acabó conociéndose como la constante cosmológica. Tras descubrirse que el Universo realmente se estaba expandiendo, Einstein declaró que introducir la constante cosmológica fue la metedura de pata más grande de su vida.
El matemático y meteorólogo ruso Friedmann se había percatado en 1917 de que las ecuaciones de Einstein podrían describir un Universo en expansión. Esta solución implicaba que el Universo tenía que haber nacido en un momento, hace alrededor de diez mil millones de años en el pasado y las galaxias aún continuaban alejándose de nosotros desde aquella explosión inicial. Toda la materia, en realidad todo el Universo, fue creado en sólo un instante. El astrónomo británico Fred Hoyle lo llamó en broma el 'Big Bang', nombre que aún perdura.
Existía un modelo rival, denominado la teoría del Estado Estacionario, defendida por Bondi, Gold y Hoyle, y desarrollada para explicar la expansión del Universo. Esta requería la continua creación de materia para producir nuevas galaxias a medida que se expande el Universo, asegurando que pueda expandirse y permanecer sin cambio en el tiempo.
Durante muchos años parecía un mero asunto académico si el Universo era eterno y sin cambio, o había existido durante un periodo de tiempo finito. Un golpe decisivo y letal para el modelo estacionario acaeció en 1965 cuando Perzias y Wilson descubrieron una radiación cósmica de fondo de microondas. Fue interpretada como el débil remanente de la intensa radiación de un Big Bang caliente, que había sido pronosticado en 1949 por Alpher y Hermann.
Continuando con los trabajos previos de Gamow, y de Alpher y Hermann, durante los cuarenta, los teóricos calcularon la relativa abundancia de hidrógeno y helio que podría ser producida en un Big Bang caliente y encontraron que estaba en concordancia con las observaciones. Cuando se calculó la abundancia de otros elementos ligeros, estos también fueron consistentes con los valores observados.
Desde los setenta casi todos los cosmólogos han aceptado el modelo del Big Bang caliente y han empezado a hacer preguntas más específicas pero todavía fundamentales acerca de nuestro Universo. ¿Cómo se formaron a partir de la expansión primordial las galaxias y cúmulos de galaxias que observamos hoy? ¿Cómo sabemos que ahí fuera no hay agujeros negros o algún tipo de materia oscura que no emite luz como las estrellas? La Relatividad General nos dice que la materia curva el espacio-tiempo, por lo tanto ¿Qué forma tiene el Universo? ¿Hay una constante cosmológica?
Sólo estamos empezando a encontrar respuestas a alguna de estas preguntas. La radiación cósmica de fondo de microondas juega un papel crucial ya que nos da una imagen del universo tal como era sólo cien mil años después del Big Bang. Resulta ser tan extraordinariamente uniforme que no fue hasta 1992 cuando el satélite de la NASA Explorador Cósmico de Fondo (Cosmic Background Explorer) encontró la primera anisotropía en esta radiación de fondo. Hay pequeñas fluctuaciones en la temperatura de la radiación del orden de 1/100 000 que pudiera ser la semilla a partir de la cual se formaron las galaxias.
Desde principio de los ochenta ha habido una explosión de interés por la física del universo primigenio. Las nuevas tecnologías y los experimentos realizados por los satélites como el Telescopio Espacial Hubble nos han facilitado una imagen aun mejor de nuestro Universo, inspirando teorías para crear modelos aún más atrevidos basados en las últimas ideas sobre relatividad y física de partículas.

Artículo de: David Wands , Portsmouth
Traducción y edición: Jesús Canive


martes, 14 de junio de 2011

La simetría de la Vía Láctea

Nuestra galaxia, la Vía Láctea, al igual que otras galaxias espirales, está formada por un disco con brazos  de estrellas, gas y polvo que se curvan alrededor del centro de la galaxia, como los brazos de un gran molino de viento. El Sistema de Solar, y con él  la Tierra, se encuentra en una estribación entre dos de los brazos espirales, orbitando en su conjunto alrededor de la galaxia a una distancia de 25.000 años luz de su centro. Debido a que la Vía Láctea contiene grandes cantidades de polvo que bloquean nuestro punto de vista óptico, es extremadamente difícil estudiar la galaxia en su totalidad, desde nuestro punto de vista en el disco. Por lo tanto los detalles que conocemos de los brazos espirales de nuestra galaxia son mucho menos precisos que  otras estructuras espirales fuera de nuestra propia galaxia, como es el caso de la galaxia de Andrómeda, que está unos pocos millones de años luz de distancia, pero se encuentra muy por encima del plano de polvo oscuro, lo que nos permite observarlos perfectamente a pesar de la distancia.  Sin embargo, las longitudes de onda de radio pueden atravesar el polvo, por lo que moléculas como el monóxido de carbono, que emiten en radiofrecuencia y que se concentran en los brazos espirales de la galaxia, son unos buenos indicadores de su estructura.

Imágen: SAO
Haciendo uso de un pequeño radiotelescopio de 1,2 metros instalado en el tejado de su edificio de ciencias en Cambridge, los astrónomos del Centro de Astrofísica, Tom Dame y Tadeo Pat, han utilizando las emisiones de monóxido de carbono para buscar rastros de los brazos espirales en las partes más distantes de la galaxia, y han descubierto un nuevo gran brazo espiral salpicado de densas concentraciones de gas molecular. Los científicos del Centro de Astrofísica, sugieren que la nueva espiral es el extremo del brazo Scutum-Centaurus, uno de los dos brazos espirales principales cuyos orígenes, se cree, están en los extremos opuestos de la barra central de nuestra galaxia (véase el gráfico). Si su propuesta se confirma, se demostrará que la Vía Láctea tiene una simetría sorprendente, en la que el nuevo brazo sería la contrapartida simétrica del cercano del brazo de Perseo.

Créditos
Noticia: Smithsonian Astrophysical Observatory 
Traducción y edición: Jesús Canive

lunes, 13 de junio de 2011

En los límites del Sistema Solar

Treinta y cuatro años después de su lanzamiento, las sondas Voyager  1 y 2 singuen proporcionando información muy importante, según informa la NASA.  Tras haber recorrido ya más de 14.000 millones de kilómetros,  se encuentran en los límites del sistema solar donde las condiciones no parecen ser tan estables y calmadas como se creía.  Los datos que nos envían sugieren que el borde del sistema solar está lleno de actividad, con muchas burbujas magnéticas. Las burbujas se producirían cuando el campo magnético que emite nuestro Sol se “desordena”, separando las líneas para formar burbujas desconectadas.
Estas burbujas parecen tener un tamaño de 160 millones de kilómetros cada  una por lo que las sondas tardan semanas en atravesarla.  La Voyager 1 llegó a esta zona en 2007 y la Voyager 2 un año más tarde.  A los científicos les ha costado mucho tiempo encontrar sentido a los datos que enviaban las sondas.


El tamaño de las burbujas parece ser de unos 160 millones de kilómetros, un poco más de una unidad astronómica que representa la distancia media entre la Tierra y el SolCrédito de la imagen: science@nasa.

“En la medida en que el Sol gira sobre sí mismo, su campo magnético se arruga como la falda de una bailarina. Muy lejos del Sol, donde se encuentran las dos sondas Voyager, los pliegues de la falda se enrollan”, explica Merav Opher, astrónomo de la Universidad de Boston.
Cuando los campos magnéticos se deforman en exceso alcanzan un punto en el que las líneas magnéticas se entrecruzan y reconectan formando una especie de espuma de burbujas de un tamaño descomunal.
 

Esta imagen ilustra la visión que se tenía de los límites del Sistema Solar y la que se tiene con los nuevos datos.  Las líneas rojas y azules representan las línas de campo mágneticoCrédito de la imagen: sicence@nasa.

Estos hallazgos son de una gran relevancia para los científicos en muchos sentidos pero especialmente en el caso de los rayos cósmicos.  Los rayos cósmicos son partículas subatómicas aceleradas casi hasta la velocidad de la luz por agujeros negros distantes o por explosiones de supernovas.  Estos proyectiles microscópicos tienen que pugnar contra el campo magnético del Sol para poder alcanzar las zonas interiores del sistema donde se encuentra nuestro planeta.  Por lo tanto esta “espuma” de burbujas supondría nuestra primera línea de defensa para protegernos de ellos.




Créditos:

Noticia original: http://science1.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2011/09jun_bigsurprise/
Traducción y edición: Jesús Canive

martes, 7 de junio de 2011

Einstein tenía razón (una vez más)

Imagen: NASA
Existe un vórtice espacio-tiempo alrededor de la Tierra, y su forma se adapta de manera precisa a lo que predice la Teoría de la Gravedad de Einstein. Los resultados han sido hecho públicos por los investigadores responsables de la Sonda de Gravedad B "Gravity Probe B (GP-B)".

"El espacio-tiempo que rodea la Tierra parece distorsionarse de la forma que predice la relatividad general", ha declarado Francis Everitt, físico de la Universidad de Stanford e investigador principal de la misión GP-B.  "Este es un resultado épico", añade Clifford Will de la Universidad Washington en San Luis, experto en las teorías de Einstein y presidente de un comité creado por la NASA que supervisa los resultados obtenidos por la sonda GP-B  "Algún día", predice, "esto figurará en los libros de texto como uno de los experimentos clásicos en la historia de la Física".

Según las teorías de Einstein, el espacio y el tiempo están entrelazados de manera que forman un tejido de cuatro dimensiones denominado "espacio-tiempo".  La masa de la Tierra produce una hoyo o deformación en dicho tejido, tal y como lo haría una persona pesada sentada en el centro de una cama elástica.  La gravedad, afirma Eistein no es otra cosa que el movimiento de los objetos a lo largo de las líneas curvas de este hoyo.

Si la Tierra permaneciera estacionaria, este sería el fin de la historia, pero la Tierra de mueve. Nuestro planeta gira sobre sí mismo y este giro debería retorcer el hoyo ligeramente conviretiendolo en un remolino de cuatro dimensiones.  Para comprobar esto, es para lo que la sonda GP-B fue al espacio.

La idea tras el experimento es simple. Se trata de poner un giróscopo en órbita alrededor de la Tierra con el eje de giro dirigido hacia una estrella distante como punto fijo de referencia.  Libre de fuerzas externas, el eje del giróscopo debería mantenerse dirigido a dicha estrella.  Pero si el espacio se retuerce, la dirección del eje del giróscopo debería producir una ligera deriva, lo que permitiría medir la curvatura del espacio-tiempo.

En la práctica el experimento es tremendamente difícil. Los cuatro giróscopos de la sonda GP-B son las esferas más perfectas jamás hechas por el hombre.  Con el tamaño de una pelota de ping-pong, están hechas de cuarzo fundido y silicio y su imperfección esférica no excede las cuarenta capas atómicas, de lo contrario, su eje de giro oscilaría incluso sin ser sometido a los efectos de la gravedad.

Imagen: NASA
Según los cálculos la curvatura del espacio-tiempo alrededor de la Tierra debería provocar una deriva en los ejes de los giróscopos de 0,041 segundos de arco durante un año.  Un segundo de arco es 1/3600 de grado.  Para medir este ángulo de manera razonable, la sonda GP-B necesita una precisión de 0.0005 segundos de arco.  Es como medir el grosor de una hoja de papel vista de perfil a una distancia de 160 km.  Para ello los investigadores de  GP-B han tenido que desarrollar toda una nueva tecnología.

Tras casi cinco años de análisis se ha logrado medir una precesión geodésica de 6,600 más menos 0,017 segundos de arco y un efecto de arrastre de 0,039 más menos 0,007 segundos de arco.  Para los lectores que no estén familiarizados con estos conceptos, la precesión geodésica es la cantidad de oscilación causada por la masa estática de la Tierra (el hoyo en el espacio-tiempo), mientras que el efecto arrastre es la cantidad de oscilación causada por la rotación de la Tierra (el remolino en las paredes del hoyo).  Ambos valores están de acuerdo con las precisas predicciones de Einstein.


Para saber más:

Grabity Probe B
A Pocket of Near-Perfection
In Search of Gravitomagnetism


Créditos:
Artículo: Dr. Tony Phillips / http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa
Imágenes: Grabity Probe B
Traducción y edición: Jesús Canive

sábado, 4 de junio de 2011

La Vía Láctea ¿Una galaxia típica?

Un grupo de investigadores liderados por Risa Wechsler, astrofísica de la Universidad de Stanford, comparando la Vía Láctea con galaxias similares, ha descubierto que solo un cuatro por ciento de las galaxias son similares a la nuestra.
"Estamos interesados  en averiguar cómo encaja la Vía Láctea en un contexto más amplio del Universo" ha declarado Wechsler. "Esta investigación nos ayudará a compreder si nuestra galaxia es una galaxia típica o no y nos proporcionará indicios acerca de la historia de su formación".
El equipo de investigación ha hecho comparaciones en términos de luminosidad y distancia.  Han encontrado que las galaxias que tienen otras dos "galaxias satélite" más pequeñas que son tan brillantes y cercanas como las dos "galaxias satélite" de la Vía Láctea, La Gran Nube de Magallanes y La Pequeña Nube de Magallanes, son poco comunes.
Los hallazgos publicados el 20 de mayo en el Astrophysical Journal, están basados en análisis de los datos obtenidos por el Sloan Digital Sky Survey (SDSS)

Nuestra galaxia no es una galaxia espiral típicaCrédito de la imagen: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC/Calthech)

Durante más de ocho años de operaciones el SDSS ha obtenido imágnes que cubren más de la cuarta parte del cielo, creando mapas tridimensionales que contienen más de 930.000 galaxias y 120.000 quasars.  Para este análisis, el grupo de Wechsler ha estudiado más de 20.000 galaxias con porpiedades similares a las de la Vía Láctea.
Esta imágen es una simulación que represnta la densidad de materia oscura en nuetra galaxia.  Las zonas más brillantes representan los puntos de más alta concentración de materia oscura.  La zona central más brillante aprosimadamente la parte visible de nuestra glaxia. Crédito de la imágen: Stelios Kazantzidis, Ohio State University

Los resultados obtenidos llevan a apoyar la teoría de formación de galaxias llamada Teoría de Materia Oscura Fría, considerada por muchos la esplicación más simple para la disposición actual de las galaxias en el universo tras el Big Bang.  Esta teoría asume que la mayoría de la materia del universo no puede ser obsevada por su radiación electromagnética (oscura) y cuyas partículass constituyentes, se mueven muy despacio (fría).  La materia oscura se supone influye en la distribución de las galaxias en el espacio y en la expansión general de todo el universo.




Noticia original: Astrobiology Magazine
Traducción y edición: Jesús Canive

viernes, 3 de junio de 2011

Supernova en NGC 3972


El 26 de abril de 2011 Zhangwei Jin y Xing Gao descubrieron una supernova en la galaxia NGC 3972. Su magnitud se sitúa alrededor de 12,5 por lo que es visible por muchos telescopios de aficionado.  Situada en la constelación de la Osa Mayor, se encuentra a una distancia de 46 millones de años luz de nosotros. 



En la imagen amablemente cedida por mi amigo RafaelFerrando, puede apreciarse la enorme magnitud de la explosión al comparar el brillo aparente de la supernova con el de la galaxia en la que se encuentra.

Una supernova es una estrella de gran masa que al agotar el combustible al final de su vida, pierde el equilibrio entre la energía generada por la combustión (fuerza de expansión) y la gravedad debida a su masa (fuerza de compresión). Este desequilibrio provoca la contracción repentina de la estrella generando con ello de forma violenta una gran energía que podemos ver en forma de súbito cambio de brillo que tendrá una duración de algunos meses o días. Existen otros mecanismos físicos que pueden generar este tipo de fenómenos como fusión de estrellas binarias en la que una de las componentes es una de tipo enana blanca.

La teoría más aceptada con respecto a este tipo de supernovas sugiere que son el resultado de la acreción de masa por parte de una enana blanca de carbono-oxígeno desde una estrella compañera, generalmente una gigante roja. Esto puede suceder en sistemas estelares binarios muy cercanos. El material tiene que depositarse con la suficiente rapidez para que no se encienda la capa superficial de hidrógeno (si esto ocurre, el fenómeno se conoce como nova). Si el ritmo de acreción es el adecuado, la masa de la enana blanca pronto alcanza el límite de Chandrasekhar, momento en el cual los electrones degenerados ya no son capaces de sostener el objeto. El aumento de presión resulta en el colapso de la estrella, cuyas temperaturas se disparan hasta llegar a iniciar la fusión del carbono en su núcleo. Esta ignición alcanza toda la estrella, empezando en su centro y extendiéndose rápidamente hasta las capas más externas. Durante la detonación se quema, en cuestión de segundos, una cantidad de carbono que a una estrella normal le llevaría siglos. Esta enorme energía libera una poderosa onda de choque que destruye la estrella, expulsando toda su masa a velocidades de alrededor de 10.000 km/s. La energía liberada en la explosión también causa un aumento extremo en la luminosidad, por lo que estas supernovas llegan a ser las más luminosas de todas.

Formación de una supernova a partir de dos estrellas binarias.