Detectada actividad geológica reciente en la Luna

Fuente: Nota de prensa de la NASA

Imágenes recientes de la sonda Lunar LRO de la NASA muestran que la corteza lunar se está estirando, formado valles en algunas zonas de la superficie lunar. Los científicos proponen que esta actividad geológica ocurrió hace menos de 50 millones de años, lo que se considera reciente en comparación con la edad de la Luna estimada en más de 4.500 millones de años.



Crédito de la imagen: NASA/Goddard/Arizona State University/Smithsonian Institution)

Un equipo de investigadores ha analizado las imágenes de alta resolución obtenidas por la cámara de orbitador de reconocimiento Lunar (LROC) que muestran zanjas alargadas. Esto indica que la corteza lunar está siendo estirada en estos puntos. Estos valles lineales, conocidos como “graben”, se forman cuando la corteza se rompe y se desploma a lo largo de dos fallas adyacentes.

Se cree que la Luna está en un estado general de contracción debido al enfriamiento de un interior todavía caliente. Este tipo de estructuras detectadas indican que las fuerzas que actúan para contraer la Luna han sido superadas en algunos lugares por las fuerzas que actúan para estirar su superficie.

Crédito de la imagen: Arizona State University/Smithsonian Institution)

La contracción sugiere que la Luna, a diferencia de los planetas, no se fundió completamente en las primeras etapas de su evolución. Por el contrario, las observaciones apoyan una visión alternativa por la que inicialmente sólo se fundió el exterior de la Luna formando un océano de roca fundida.

En agosto de 2010, el equipo de investigación usó imágenes LROC para identificar signos físicos de la contracción en la superficie lunar. Estos signos muestran que la Luna sufrió una contracción geológica en el pasado reciente y aun hoy podría estar disminuyendo su tamaño. Basándose en el tamaño de estos rasgos físicos, se estima que la distancia entre el centro de la Luna y su superficie ha podido disminuir en aproximadamente 100 metros.

Todos estos datos nos indican que la Luna aún está activa desde el punto de vista geológico.  A medida que avance la misión LRO y se tenga una mayor cobertura de la superficie lunar, los científicos tendrán mejores datos para analizar este fenómeno.



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Dos gemelos en la Luna

Restos de supernova. SNR 0509-67.5

Esta imagen de SNR 0509-67.5 muestra los restos de una supernova y se ha obtenido mediante la combinación de datos recogidos por dos grandes observatorios de la NASA. Por un lado datos ópticos del telescopio espacial Hubble, y por otro lado imágenes de rayos x desde el Observatorio de rayos X Chandra. El resultado muestra suaves tonos verdes y azules de material caliente de los datos de rayos X, rodeados por una carcasa rosa brillante, que muestra el gas comprimido por la onda expansiva de la supernova. Las ondulaciones de la carcasa coinciden con las zonas más brillantes de los datos de rayos X.

Crédito dela imagen: NASA, ESA, CXC, SAO, the Hubble Heritage Team (STScI/AURA), and J. Hughes (Rutgers University)

Visto desde la Tierra, la supernova que dio origen a SNR 0509-67.5 ocurrió hace casi 400 años. Estos restos de supernova se encuentran en la Gran Nube de Magallanes, una galaxia pequeña situada a unos 170.000 años luz de la Tierra. La envoltura de gas con forma de burbuja tiene 23 años luz de diámetro y se está expandiendo a más 5.000 kilómetros por segundo.

Este tipo de supernovas son enormes explosiones de energía en las que la luz generada a menudo es más brillante que toda una galaxia. Normalmente se producen cuando una enana blanca “roba” materia de una estrella próxima hasta que su propia masa alcanza el límite que la hace explotar. El problema ha sido identificar el tipo de sistema de estrellas que desencadena este tipo de explosión. Se han sugerido muchas posibilidades, pero la mayoría de ellas requiere que la estrella compañera de la enana blanca sobreviva a la explosión.

Por lo tanto, una posible forma de distinguir entre los diferentes modelos de progenitor de este tipo de objetos es observar el centro de estos restos para localizar la estrella compañera. Las investigaciones realizadas muestran que el centro de esta gran burbuja está vacío, por lo que la explicación más plausible como origen de la tremenda explosión sea que se tratara de dos enanas blancas que orbitaban muy próximas hasta que colisionaron.

Para saber más: Hubble

50 aniversario del vuelo orbital de John Glenn

Ha viajado al espacio en dos ocasiones y las dos veces ha hecho historia. John Glenn (Ohio, 1921) se convirtió el 20 de febrero de 1962 en el primer estadounidense en realizar un vuelo orbital. Varias décadas después, cuando tenía 77 años, se convirtió también en el astronauta más anciano en subirse a una nave espacial.

Foto NASA

La NASA recuerda este lunes su primera gesta, que sirvió a la agencia espacial para igualar la reñida carrera que mantenían con los rusos en los años sesenta. La celebración llega en un difícil momento para la agencia espacial estadounidense, marcado por los recortes presupuestarios y la incertidumbre ante su programa espacial.

Las cosas eran bien distintas en la NASA cuando Glenn logró su gesta. En los años sesenta, en plena Guerra Fría con la URSS, EEUU dedicaba enormes cantidades de dinero en el programa espacial y a ponerse a la altura de su rival. Una inversión que no sería posible en la actualidad. Tras lograr poner en órbita el primer satélite en 1957, los soviéticos volvieron a ganar a EEUU al mandar al primer hombre al espacio en abril de 1961. La URSS mantuvo en secreto la misión de Yuri Gagarin y no la hizo público hasta que se aseguró de su éxito.

Tres semanas después, EEUU mandaba a Alan Shepard al espacio aunque se trató de un vuelo suborbital de 15 minutos. En julio de 1961 los soviéticos volvían a marcarles un gol al enviar a un segundo cosmonauta a la órbita terrestre. Guerman Titov permaneció un día entero en el espacio.

A pesar de sus esfuerzos, la NASA no fue capaz de enviar a un hombre a la órbita terrestre hasta febrero de 1962. John Glenn escribió una página en la historia espacial de EEUU tras completar con éxito tres vueltas a la Tierra en un viaje orbital de casi cinco horas a bordo de la nave 'Friendship 7'. El vuelo discurrió con calma aunque la reentrada en la atmósfera fue bastante más traumática.

En octubre de 1989 , cuando tenía 77 años, volvió al espacio a bordo del 'Discovery' para formar parte de una misión de nueve días en la que también participó Pedro Duque. El astronauta español recuerda que "Glenn llegó allí con el afán de ser uno más y la voluntad de someterse a las mismas pruebas, entrenamientos y reglas que los demás miembros del equipo de Houston". Pese a que los estadounidenses lo consideran un héroe, Duque asegura que es una persona sencilla, amable y con un gran sentido de la disciplina.

El veterano astronauta se ofreció como "conejillo de indias" para participar en una investigación sobre el proceso de envejecimiento. Los científicos han encontrado paralelismos entre los efectos que la ingravidez produce en el cuerpo humano y los cambios naturales que experimentan las personas a medida que envejecen.

La idea de enviar al espacio a un hombre tan mayor fue rechazada por algunos miembros de la agencia. Sin embargo, tras el visto bueno de los médicos se dio luz verde a su participación.

A sus 91 años, John Glenn sigue siendo un hombre activo. ¿Su fórmula? "Actitud y ejercicio. Es lo que te hace seguir adelante", asegura.

Para saber más:
NASA

Las grandes estrellas

Steve Nerlich

Las estrellas tienen todo tipo de formas, tamaños y edades. Algunas enanas blancas podrían ser casi tan antiguas como el propio universo. Durante ese periodo, sin embargo, se han formado y han desaparecido muchas generaciones de estrellas mucho más grandes y con vidas mucho más cortas. Ni siquiera estamos realmente seguros de lo grande que puede llegar a ser una estrella. Continúa el debate sobre si las estrellas del universo temprano eran realmente grandes o si son necesarios los metales, es decir, elementos más pesados que el hidrógeno y el helio para que se formen estrellas realmente grandes. Por un lado el universo primitivo era más denso, creando oportunidades para el agrupamiento de grandes volúmenes de material, pero por otro lado el universo primigenio era mucho más caliente. Muchos teóricos dudan que hidrógeno ionizado caliente pueda agruparse de forma efectiva y lo que realmente se necesita es hidrógeno molecular frío y estable o H2. Este H2 no parece ser el principal componente de las zonas de formación estelar donde nacen las estrellas de nuestro universo moderno.

La presencia de metales, producida por las anteriores generaciones de estrellas, probablemente ayuda a la refrigeración local de hidrógeno absorbiendo la radiación adicional. Así puede ser que las primeras estrellas del universo fueran pequeñas y que sean las que vemos hoy las que son realmente grandes. Probablemente necesitamos el telescopio espacial James Webb para superar esta controversia.

En cualquier caso, hoy en día hay estrellas grandes. La estrella más grande que conocemos, en términos de tamaño, es VY Canis Majoris, que puede tener cerca de los tres millones de kilómetros de radio, lo que significa que ocuparía la órbita de Saturno en nuestro sistema solar, pero este tamaño es debido en parte a que es una gigante roja o una supergigante roja para ser más específicos. Cuando el Sol se convierta en una gigante roja dentro de unos cinco mil millones de años, crecerá hasta los 300 millones de kilómetros de radio y, por tanto, ocupando la órbita de la Tierra, por lo que VY Canis Majoris está haciendo trampas.

Está haciendo trampas porque VY Canis Majoris no era así de grande cuando era una estrella de la secuencia principal. Si definimos las estrellas más grandes en términos de masa en lugar del volumen, cambia la historia. La estrella confirmada como más masiva es NGC 3603-a, con 116 masas solares y que pone a VY Canis Majoris en su lugar, ya que sólo tiene 30 o 40 masas solares. Además se ha detectado incluso una estrella que parece tener una masa estimada de alrededor de 265 masas solares, R136a1, que es lo que algunos llaman una estrella imposiblemente masiva.

Hay quien dice que no puede haber estrellas más grandes de unas 150 masas solares porque debe haber un punto más allá del cual ninguna estrella puede asimilar más masa. Esto es debido a que cuanta más masa tiene una estrella, más caliente y luminosa se hace,  hasta llegar a un punto en el que la presión de radiación supera su propia gravedad, por lo que lanza su masa en forma de viento estelar, y estamos hablando de un viento estelar realmente fuerte.

Si es cierto que R136a1 tiene una masa superior a 265 masas solares, entonces puede haber tenido más de 300 masas solares en algún momento anterior en su vida, y puede esperarse que siga lanzando enormes cantidades de masa hasta que haya perdido más del 50% de la masa con la que comenzó.

Una vez que las estrellas muy masivas se han deshecho de grandes cantidades de masa por este procedimiento, se ven rodeadas de gruesas nubes de gas, que llamamos nebulosas de viento. Por otro lado, llamamos estrellas Wolf-Rayet, a aquellas estrellas que tienen tales nebulosas de viento.  La mayoría de estrellas Wolf-Rayet están muy por debajo de 150 masas solares. De hecho, la mayoría estrellas que inicialmente se ha estimado que tenían más de 150 masas solares, posteriormente han visto revisada a la baja tal estimación a medida que han ido mejorando las tecnologías de medición.

Se cree que una estrella con más de 140 masas solares se destruirá a sí misma de forma relativamente rápida como una supernova, proceso en el que los efectos cuánticos impiden que la presión de radiación de frene el colapso de la estrella. Las estrellas menos masivas sufrirán a un colapso convencional del núcleo a medida que aumenta el núcleo de hierro en su interior, que colapsará cuando alcance el límite de Chandrasekhar, y cuanto más masiva es una estrella más rápidamente alcanzará ese límite.

Se cree que cualquier estrella por encima de unas 40 masas solares no vive lo suficiente para alcanzar la fase de gigante roja y se convierte en hipernova, una explosión unas 100 veces más luminosa que una supernova estándar. Una hipernova produce un agujero negro y dos  breves pero muy intensas ráfagas de rayos gamma desde cada polo.

Por debajo de las 40 masas solares, las grandes estrellas viven el tiempo suficiente para convertirse en gigantes y supergigantes rojas. VY Canis Majoris tiene un peso situado en el límite superior, pero dentro del peso adecuado por lo que bien puede ser una de las mayores supergigantes rojas en el universo. Pero siendo tan masiva, VY Canis Majoris en algún momento acabará como supernova. La mayor parte de la masa de una gigante roja permanece concentrada en su núcleo, que es donde está toda la acción.

Estrellas se convierten en gigantes rojas porque la fusión de hidrógeno producida en el núcleo de la estrella hace que esta se expanda, pero este efecto se debilita a medida que disminuye la cantidad de hidrógeno –esto hace que la estrella se contraiga– y hace que el núcleo se caliente lo suficiente como para empezar a fusionar el helio que se ha acumulado. La fusión del helio es un proceso que produce mucha más energía que la fusión de hidrógeno –así una presión de radiación más potente empuja hacia fuera a la estrella, aunque realmente sólo son las capas exteriores las que se expanden.

Si cabe esperar que cualquier estrella con más de ocho veces la masa del Sol acabe como supernova, entonces cualquier gigante roja con masa superior a ocho masas solares también lo hará. Y como dijimos antes, cualquier estrella con más de 40 veces la masa del Sol ni siquiera pasará por la fase de gigante roja. Y por supuesto las estrellas por debajo de ocho masas solares también se convertirán en gigantes rojas, únicamente que no acabarán como supernovas. Este es el destino final del Sol y las estrellas mayores de 0,5 masas solares. Las estrellas con masa menor acabarán como enanas rojas y marrones.

Pero en cualquier caso, ¿Podría realmente haber una estrella con más de 150 o incluso 300 masas solares, que supuestamente tiene R136a1? Si realmente existen las estrellas tan masivas como R136a1, podrían ser el resultado de la fusión de dos grandes estrellas que produce una estrella enorme e inestable que no puede durar porque expulsa la mayor parte de su masa como viento estelar o de lo contrario acaba como supernova.

La fusión de dos estrellas masivas en una estrella masiva descomunal es un evento muy poco probable, ya que las estrellas masivas son bastante raras, pero en un universo tan grande y con tantas estrellas, los escenarios poco probables tienden a ocurrir en algún lugar, casi inevitablemente.

En cualquier caso, hay algunas estrellas masivas cercanas de las que tenemos datos fiables:

• Rigel, una supergigante azul con 17 veces la masa del Sol. Su futuro es convertirse en una gigante roja, luego una supernova y, a continuación, un agujero negro.
• Betelguese es una supergigante roja con 1.200 veces el radio del Sol, el equivalente en nuestro sistema a llegar hasta un punto entre el cinturón de asteroides y la órbita de Júpiter y tiene casi 20 masa solares por lo que en algún momento acabará como supernova dejando finalmente un agujero negro.
• Eta Carinae es otra cosa completamente distinta. Es un sistema binario que tiene una variable azul gigante con más de 100 masas solares que ya ha sufrido un amago de supernova en el año 1843 cuando lanzó una enorme cantidad de su masa inicial, pero esto fue realmente sólo el hipo de una estrella masiva. También tiene una compañera, una estrella  Wolf-Rayet de alrededor de 30 masas solares. Se trata de un sistema que tiene todas las papeletas para ser una hipernova inestable. Habrá que vigilar el cielo.

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El movimiento en el cosmos

Junto con el tiempo, el movimiento es uno de los conceptos que más ha fascinado a la mente humana, quizás por ser ambos al mismo tiempo símbolos y motores del cambio. Pero no tiene mucho sentido hablar de movimiento si no se establece previamente un marco de referencia. Nos movemos, sí, pero ¿Respecto a qué nos movemos? 

Cuando caminamos a lo largo de un vagón de tren nuestro movimiento será distinto tanto en magnitud como en dirección en función de aquello que elijamos como referencia de nuestro movimiento. Nos movemos con una dirección y velocidad determinada respecto al resto de pasajeros sentados en sus asientos pero con otra velocidad y quizás dirección respecto a los árboles que vemos a través de la ventana del tren.

Este sencillo ejemplo del movimiento puede complicarse enormemente si seguimos ampliando la escala de referencia, alcanzando una complejidad y magnitud enormes si se consideran escalas cosmológicas. Pero vayamos por partes.

La Tierra gira sobre su eje en un movimiento de rotación que completa un giro en un tiempo aproximado de 24 horas pero la velocidad relativa a la que nos movemos junto con la superficie de nuestro planeta va a depender de la latitud en la que nos encontremos. Esta velocidad alcanza su máximo valor en el ecuador con 1670 km/h. Por lo que tendríamos un movimiento más que añadir a nuestro hipotético tren que viaja por el ecuador terrestre.

Además de este movimiento, la Tierra se mueve a través del espacio completando una enorme órbita casi circular en torno a nuestra estrella en un periodo de tiempo aproximado de un año. Sabiendo que la distancia media de nuestro planeta al Sol es de 150 millones de kilómetros, con un sencillo cálculo llegamos a la conclusión de que la Tierra se desplaza a una velocidad de 107.000 km/h, o lo que es lo mismo 30 km/s. Para hacernos una idea de esa velocidad, si tuviéramos un avión capaz de alcanzarla, nos permitiría dar la vuelta al mundo en 22 minutos.

Pero estos no son los únicos movimientos que estamos experimentando, ya que el propio Sol también se mueve arrastrando con él a todo el sistema (planetas, asteroides, cometas) a través de la galaxia.  Pero ¿A qué velocidad se mueve el Sol? Una vez más la respuesta depende del marco de referencia. La velocidad del Sol será distinta según con qué la comparemos. En principio la vamos a comparar con las estrellas más próximas, situadas a pocos años luz de distancia, después la compararemos con la propia Vía Láctea.

Con respecto a sus estrellas vecinas, nuestro Sol se mueve a una velocidad de 20 km/s. Este valor resulta sorprendente ya que es dos tercios de la velocidad de la Tierra en su movimiento de traslación.  El Sol es sólo una de las más de 200.000 millones de estrellas que componen nuestra galaxia. La Vía Láctea es una galaxia espiral formada por varios brazos y nosotros nos encontramos en el denominado brazo de Orión. Nuestra galaxia gira sobre sí misma como una peonza por lo que orbitamos en torno al centro galáctico. De esta forma el Sol se mueve respecto a sus estrellas vecinas pero también gira con la rotación de la galaxia con una velocidad de 220 km/s. Tal velocidad nos permitiría viajar a la Luna en menos de media hora.

Pero ahí no acaban los movimientos. La Vía Láctea no sólo gira sobre sí misma sino que además se desplaza por el espacio intergaláctico, girando con sus galaxias vecinas en torno a un hipotético centro en una complicada danza gravitatoria.  Comparado con el fondo de microondas, nuestra galaxia se desplaza a la increíble velocidad de 550 km/s, movimiento que por supuesto arrastra a todos los movimientos que hemos considerado hasta ahora.

Llegados a este punto podríamos caer en la tentación de querer sumar todos los movimientos acumulados, pero para terminar de complicar la compleja ecuación tenemos que tener presente que dichos movimientos tienen distintas direcciones.

Todos estos datos nos pueden dar una mejor idea de lo complicado que es hablar de movimiento a grandes escalas. Por otro lado vemos que el movimiento y por lo tanto el cambio es constante en todo el universo. Igualmente comprobamos lo difícil, por no decir imposible, que resulta encontrar un punto de referencia estático, no sometido a movimiento, aquel punto que con tanto ahínco busco Foucault para colgar de él su péndulo.

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Evidencias de viento en Marte

El orbitador Mars Express de la Agencia Espacial Europea (ESA) sigue mostrando nuevas imágenes del planeta rojo, es esta ocasión de la región Syrtis Major. Se creía que esta región una vez fue un mar de agua, ahora sin embargo sabemos que es una zona volcánica carente de agua que tiene una antigüedad de miles de millones de años y que los cambios en su forma son debidos al polvo y la arena bajo la acción del viento.

Imagen obtenida con la cámara HRSC del Mars Express el 8 de junio de 2011. La imagen tiene una resolución de 19 metros por pixel. Crédito de la imagen: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

Syrtis Major puede ser visto desde la Tierra incluso con telescopios relativamente pequeños. Es una zona oscura casi circular con un tamaño de 1300 x 1500 km, que fue descubierta por Christiaan Huygens en 1659.

Las imágenes recientemente publicadas por la ESA de una parte de Syrtis Major visto desde el orbitador Mars Express , muestran flujos de lava que inundaron el antiguo altiplano, dejando atrás colinas aisladas con lados elevados que eran demasiado altos para verse afectados. Pueden ser identificados por sus colores más claros y su estado erosionado, y algunos incluso muestran antiguos valles en sus flancos.

El cráter más grande de las fotos tiene un pequeño pico central y contiene un campo de dunas pequeñas en tonos más oscuros. El número y tamaño de los cráteres puede utilizarse para datar las superficies de los cuerpos del Sistema Solar ya que los cráteres producidos por los impactos se acumulan lentamente a lo largo del tiempo. Esta información ha sido utilizada para datar esta zona y sugiere una edad de más de 3 mil millones de años.

Para saber más:
Agencia Espacial Europea


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Nuevas evidencias de un antiguo océano en Marte

Un reciente estudio realizado por investigadores europeos y estadounidenses liderado desde el Instituto de Planetología y Astrofísica de Grenoble (Francia) refuerza la teoría que plantea la existencia de un antiguo océano en el hemisferio norte de Marte, el Oceanus Borealis, un tema que ha generado un intenso debate entre la comunidad científica. Los nuevos resultados se basan en un estudio de los sedimentos marcianos a través del orbitador Mars Express de la Agencia Espacial Europea (ESA), en concreto con su radar MARSIS, y que se han publicado en la revista Geophysical Research Letters.

Mapa topográfico de  Marte generado por la Mars Global Surveyor (NASA/JPL). Las zonas azules son las más bajas y corresponden al posible antiguo océano del hemisferio norte.

Para saber más:

Geophysical Research Letters.