viernes, 22 de septiembre de 2017

El kiosco del astrónomo

Una vez más Juan Antonio Bernedo nos envía un artículo con la actualidad astronómica de los últimos tres meses. Muchas de ellas no han sido cubiertas por NeoFronteras en el pasado.

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Tuve la oportunidad de ver parte de los componentes y del largo proceso de montaje del instrumento MEGARA en el Laboratorio de Instrumentación Científica Avanzada (LICA) de la Facultad de CC. Físicas de la Universidad Complutense, hace ya año y medio, cuando estaba más o menos como en la anterior imagen.

En julio ha tenido ya lugar su puesta en marcha y “primera luz” de este “Multi-Espectrógrafo en GTC de Alta Resolución para Astronomía”, un nuevo instrumento de GRANTECAN. Desarrollado y construido por un consorcio de instituciones nacionales e internacionales, encabezado por la Universidad Complutense de Madrid (UCM), con la participación del Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica (INAOE, Méjico) y del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC), así como de otras entidades públicas y privadas. Su complejidad y precisión habla de la capacidad de las instituciones españolas en el diseño, dirección y coordinación de proyectos de alta tecnología en Astronomía.
Recogemos un resumen de su importancia en el interior.
Junto a los grandes desarrollos y descubrimientos astronómicos, están surgiendo importantes logros en física de partículas. Tantos que no podemos recogerlos aquí, ni es propiamente nuestro ámbito temático, pero por sus implicaciones astronómicas, los citamos especialmente y damos las referencias:
Se ha encontrado la primera evidencia firme del fermión de Majorana, un fermión que puede ser su propia antipartícula y cuya existencia fue predicha en1937.
http://science.sciencemag.org/content/357/6348/252
Se ha batido el record de distancia en la transmisión de estado cuántico de un fotón, hasta 1.400 km, entre superficie y órbita terrestres hasta un satélite chino. El proceso, conocido como ” teleferesis” tiene relación con el cambio de estado inducido en partículas entrelazadas cuánticamente. El record anterior estaba en 144 km.
http://www.nature.com/news/china-s-quantum-satellite-clears-major-hurdle-on-way-to-ultrasecure-communications-1.22142
doi:10.1038/nature.2017.22321
También relacionado con China, un artículo resumen del ambicioso programa espacial chino, desde 1970 en que lanzó su primer satélite, pasando por las estaciones Tiangong 1, 2 y futura 3; un telescopio de rayos X de este año y los planes de una misión para obtener muestras lunares y traerlas de vuelta a la Tierra.
https://www.nature.com/news/china-s-quest-to-become-a-space-science-superpower-1.22359
doi:10.1038/547394a
Por último, un artículo muy completo que resume la carrera de seis equipos investigadores sobre antimateria y las distintas aproximaciones y aceleradores de partículas utilizados, para intentar encontrar sutiles diferencias de masa entre una partícula y su correspondiente antipartícula, que podrían explicar la distinta abundancia de materia y de antimateria, así como otras muchas propiedades del universo.
http://www.nature.com/news/the-race-to-reveal-antimatter-s-secrets-1.22383
doi:10.1038/548020a

Primera luz de MEGARA, el nuevo instrumento del Gran Telescopio de Canarias, GRANTECAN
El 24 de julio tuvo lugar la “primera luz” de MEGARA, el nuevo instrumento del Gran Telescopio Canarias (GTC) de 10,4 metros en la isla de la Palma, que permitirá estudiar, con un detalle sin precedentes, la composición química y la dinámica de las galaxias en diferentes épocas del universo. MEGARA ha sido construido por un consorcio de instituciones nacionales e internacionales, encabezado por la Universidad Complutense de Madrid (UCM) y en el que participa el Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC).
MEGARA, acrónimo de Multi-Espectrógrafo en GTC de Alta Resolución para Astronomía, busca cubrir un nicho único en la instrumentación actual, ya que permitirá resolver problemas científicos hasta ahora inabordables.
En su desarrollo han participado más de 50 astrónomos dirigidos por Armando Gil de Paz, de la UCM, que es el investigador principal del proyecto
MEGARA será capaz de estudiar estrellas individuales fuera de nuestra galaxia, e incluso podrá analizar cómo se movían las estrellas y el gas hace más de diez mil millones de años, cuando se formaron las primeras galaxias. Para ello utilizará la tecnología más avanzada en fibras ópticas y en elementos dispersores, lo que se conoce como redes holográficas. También sido necesario desarrollar nuevo software y técnicas de procesado de imagen.
El uso de estas tecnologías en un instrumento con la capacidad de MEGARA de resolver la luz en sus componentes de energía, combinado con los diez metros de diámetro del espejo del GTC, sitúa a este instrumento a la vanguardia de la tecnología de observación astronómica. El desarrollo de MEGARA ha supuesto todo un reto, debido al gran número y complejidad de sus subsistemas, pero el proyecto se ha completado en un tiempo récord de menos de tres años.
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Izquierda: Imagen de falso color de la galaxia UCM2325+2318. En verde y rojo se muestra la emisión del nitrógeno y del hidrógeno presentes, respectivamente, en el gas caliente (10,000 grados) de esta galaxia. En el fondo azul se muestra la emisión de las estrellas a partir de una imagen del Telescopio Espacial Hubble. Derecha: Imagen de la galaxia Haro 44 a partir de los mapas de emisión del gas (azul: nitrógeno, verde: azufre, rojo: hidrógeno) observada con MEGARA
Esto ha sido posible gracias al conjunto de instituciones y empresas líderes en sus campos que han participado: El IAA-CSIC ha desarrollado el programa de cálculo de las trayectorias de los posicionadores robóticos del modo de observación multi-objeto, que permitirá desplazar cada uno de los haces de fibra óptica a sus posiciones de observación en el plano focal con la precisión de 25 micras requerida.
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Arriba, a la izquierda, instrumento de modo compacto, con sus 100 actuadores para posicionado de fibra óptica y su instalación en el foco “Cassegrain doblado”. A la derecha el espectrógrafo multi-objeto y su posición en foco “Nasmyth”
El instrumento permite dos modos de observación: el modo de “Gran Haz Compacto” (LCB), una unidad de campo integral que cubre 12,5″x11,3″ de cielo con un tamaño de pixel de 0,62″ y el otro modo, un Espectrógrafo Multi-Objeto (MOS), que permitirá observar 100 objetos en una región de 3,5″x3,5″ alrededor del LCB. Ocho de esos haces se dedican a la caracterización del cielo durante la observación en modo LCB. Cada uno de los posicionadores puede colocar un haz de 7 fibras (de 0,62″ cada fibra) con una precisión de 25 micras, cubriendo un área circular de 1,6″ de cielo. Las capacidades de MEGARA permitirán resoluciones espectrales intermedias y altas (R~6000, 11000 y 18700).
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Esquema óptico del espectrógrafo de MEGARA: la luz entra por fibra óptica desde la izquierda, atraviesa el colimador y las redes de difracción (en el ángulo) que dispersan la luz y la cámara espectrográfica, abajo a la derecha. Fuente: UCM
El proyecto MEGARA está cofinanciado por la empresa pública GRANTECAN S.A. y las instituciones del consorcio: Universidad Complutense de Madrid, Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica (INAOE, Méjico) y el Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC), quienes han contribuido con más del 60% del presupuesto y que por ello recibirán tiempo de observación una vez que comience a funcionar el instrumento.
Además, participan: la Universidad Politécnica de Madrid (UPM, España) y las empresas contratistas principales españolas FRACTAL, AVS, GMV e internacionales, como SEDI (Francia), Wasatch Photonics (EE.UU.), las alemanas AMUS y Hellma Materials GmbH.
Fuentes:
Notas de prensa de IAA e IAC, 21 julio 2017
Información técnica más completa en página de MEGARA-IAC

Extraña super-rotación y otras anomalías en el lado nocturno de Venus
Las primeras medidas con luz ultravioleta, hace ya 50 años permitieron medir con precisión los movimientos de las nubes en el lado diurno de Venus, resultando con vientos de más de 360 km/h. Esto fue toda una sorpresa, porque tanto en la Tierra como en otros planetas semejantes como Marte, la atmósfera rota a un ritmo parecido al del planeta. En Venus, sin embargo, la atmósfera completa una vuelta alrededor del planeta en apenas 4 días mientras que el planeta es mucho más lento, tardando 243 días en girar sobre sí mismo. A esta rotación rápida de la atmósfera se le conoce como “super-rotación” y los mecanismos físicos que la generan son todavía desconocidos.
Hasta el momento no se sabía cómo se comportaba esta circulación atmosférica en el lado nocturno del planeta. Ahora, un trabajo encabezado por astrónomos españoles en el que participan la Agencia Aeroespacial Japonesa (JAXA), la Universidad del País Vasco (UPV/EHU) (España), el Instituto de Astrofísica y Planetología Espacial (IAPS, Italia), el Instituto Nacional Japonés de Ciencia y Tecnología Industrial Avanzada (AIST), y la Universidad Técnica de Berlín, entre otros, desvela que el comportamiento de los vientos en la noche de Venus es marcadamente diferente al del que se encuentra en el lado iluminado por el Sol.
Continúa siendo un misterio el origen de la energía necesaria para crear esta “super-rotación” en la atmósfera de Venus, y los modelos numéricos siguen sin lograr simulaciones realistas del planeta, según señala Javier Peralta, miembro de la misión espacial japonesa Akatsuki en JAXA y doctorado en la UPV/EHU que lidera este estudio publicado en Nature Astronomy y destacado por la revista en su sección News & Views.
Se había supuesto hasta ahora, erróneamente, que en la noche de Venus ocurre lo mismo que en el día, ya que hasta ahora no se podía medir claramente cómo era la super-rotación atmosférica en el lado nocturno del planeta.
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Esquema de la super-rotación atmosférica de Venus en las nubes superiores. Mientras que la super-rotación es más uniforme en el lado diurno de Venus (imagen tomada por la nave Akatsuki, derecha), en la noche ésta se vuelve más caótica e impredecible (imagen tomada por Venus Express, lado izquierdo). Fuente: ESA-NASA-JAXA-UPV/EHU
A unos 70 km de altura se encuentran las nubes más altas de Venus, precisamente donde la super-rotación es más intensa. Estas nubes pueden observarse por la noche, gracias a su emisión térmica, pero las imágenes de misiones espaciales anteriores apenas mostraban detalles en ellas, según comenta Ricardo Hueso, investigador de la UPV/EHU. Gracias a nuevas técnicas de procesado de imágenes este equipo internacional de investigadores de España, Japón, Alemania e Italia ha descubierto que tanto las nubes nocturnas como sus movimientos se diferencian de las observadas durante el día.
El estudio se basa en el análisis de observaciones efectuadas por el instrumento VIRTIS a bordo de la misión espacial Venus Express de la agencia espacial europea ESA, que orbitó el planeta desde 2006 hasta el año 2014, con el apoyo de observaciones independientes efectuadas en 2015 por un equipo japonés usando el telescopio de infrarrojos IRTF de NASA en Hawai, que han permitido observar también el hemisferio norte del planeta.
Si bien la super-rotación se mantiene en el lado nocturno, esta parece mucho menos “uniforme” que durante el día, con una rica variedad de movimientos y con tipos de nubes que nunca habíamos visto que sufren cambios drásticos e impredecibles de un día para otro, según declaraciones de Agustín Sánchez Lavega, director del Grupo de Ciencias Planetarias de la UPV/EHU.
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Ejemplos de los tipos de nubes observados en la noche de Venus en imágenes térmicas tomadas por Venus Express y con el telescopio IRTF de NASA en Hawai: ondas estacionarias (Venus Express, arriba izquierda), patrones reticulares (IRTF, arriba derecha), misteriosos filamentos (Venus Express, abajo izquierda) e inestabilidades de origen dinámico (Venus Express, abajo, derecha). (Fotos: ESA-NASA-JAXA-UPV/EHU)
Pero la mayor sorpresa fue encontrar abundantes estructuras en las nubes que no se mueven, lo que ha sido interpretado por el equipo como un tipo de ondas atmosféricas llamadas “estacionarias”. Estas ondas son semejantes a otro fenómeno ondulatorio en la atmósfera de Venus encontrado recientemente por la misión espacial japonesa Akatsuki, una onda estacionaria de miles de kilómetros que se localiza encima de las tierras altas de “Aphrodita Terra”.
En este nuevo estudio las ondas estacionarias tienen tamaños muchos más pequeños, de centenares de kilómetros, y se localizan también en las posiciones geográficas donde hay zonas elevadas de la superficie. Dado que estas ondas se suelen formar cuando el viento en superficie encuentra obstáculos como una montaña, verlas constantemente es paradójico, pues la superficie de Venus es muy poco accidentada.
Se espera que con las observaciones que la nave Akatsuki está realizando en órbita alrededor de Venus, junto con el apoyo de observaciones desde Tierra, se pueda resolver un desafío que dura ya más de 60 años: el misterio de la super-rotación en la atmósfera de Venus. (Fuente: UPV/EHU)
Fuentes:
Nota de prensa de la Universidad del País Vasco, 24 julio 2017
Artículo completo en Nature DOI: 10.1038/s41550-017-0187

El gran iceberg LARSEN-C
Como avanzábamos en el número anterior del “kiosco”, estaba a punto de desprenderse una gran fracción de la plataforma de hielo LARSEN-C
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La grieta de Larsen-C desde el aire. Fuente: Nature
El 12 de julio pasado, las imágenes suministradas por la misión Sentinel-1 del programa Copernicus de ESA mostraron cómo ese fragmento con un tamaño que duplicaba en extensión a la de Luxemburgo se había desprendido de la península Antártica.
Desde entonces, este enorme iceberg tubular, denominado A68, se ha ido alejando de la barrera. Las imágenes de Sentinel-1 también muestran la formación de un grupo de más de 11 icebergs menores, el mayor de ellos con una longitud de poco más de 13 km, procedentes tanto del iceberg gigante como de la propia plataforma.
La capacidad de monitorizar fenómenos en rápida evolución, como éste, ha experimentado un gran avance en los últimos años gracias a la inversión europea en los satélites del programa Copernicus, a través de ESA.
Como la Antártida se encuentra en los meses de oscuridad invernal, las imágenes por radar resultan indispensables, dado que pueden llegar a los lugares más recónditos, independientemente de la luminosidad y del mal tiempo.
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Crecimiento de la grieta. Fuente: ESA/Sentinel-1
La capacidad de Sentinel-1 de proporcionar imágenes en cualquier estación y condición meteorológica, combinada con sus frecuentes visitas, hace que sea un recurso valiosísimo. Aunque es interesante aventurar la evolución futura y la posible desaparición de A68, quizá sea más importante comprender cómo la propia barrera de hielo responderá a una reducción del 10% de su tamaño.
En un artículo publicado en Nature, se examinan los antecedentes del acontecimiento y se discute cómo estos acontecimientos afectan a la estabilidad de las plataformas de hielo antárticas.
Las imágenes por satélite revelan la numerosa actividad que continua en la barrera de hielo Larsen-C y se puede ver que el resto de grietas continúan creciendo hacia una formación denominada Elevación de Bawden, que proporciona un importante apoyo estructural para lo que queda de la barrera de hielo.
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Estabilidad de la barrera de hielo: plataforma flotante y apoyada en el lecho oceánico. La elevación vertical oscura (como la Bawden o la Gripps) permite que la lámina de hielo se apoye en ella, dando estabilidad a la plataforma de hielo. Fuente: Nature
Si una barrera de hielo pierde el contacto con la elevación, ya sea por el continuo adelgazamiento o por una fractura, puede provocar una aceleración significativa en la velocidad del hielo y posiblemente una mayor desestabilización. Parece que la historia de Larsen-C podría no haber acabado aún.
Aunque las barreras de hielo a la deriva tienen un impacto moderado en el aumento del nivel del mar, el hielo procedente del interior de la Antártida puede terminar en el océano al derrumbarse, provocando así que la subida global del nivel del mar se vería incrementada más rapidamente por la aportación de las barreras de hielo.
Con esta enorme fractura y gracias a la disponibilidad de las tecnologías por satélite, tenemos una oportunidad fantástica de ver cómo este experimento natural progresa ante nuestros propios ojos, ayudando a comprender cómo se fragmentan las plataformas de hielo y cómo la pérdida de una sección afecta al flujo de las partes restantes.
El retroceso de las plataformas de hielo en la península Antártica lleva observándose desde el advenimiento de los satélites, hace unos 50 años. Grandes secciones de las barreras de hielo Larsen-A y Larsen-B, así como la barrera Wilkins, se derrumbaron en cuestión de días en 1995, 2002 y 2008, respectivamente. Gracias al sistema de monitorización de Copernicus, hoy somos capaces no solo de observar fenómenos en lugares remotos como la Antártida sino, lo que es más importante, también de convertir los conocimientos teóricos sobre procesos complejos en ciencia con aplicación práctica.
Fuente:
Noticia de NATURE, 2 agosto 2017
video de ESA de la evolución de la grieta, del 3 agosto 2017

La rotación rápida del núcleo del Sol
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Gráfico del interior del Sol y los tipos de ondas. Fuente: Astronomy and Astrophysics
Gracias al observatorio Heliosférico y Solar (SOHO) de la ESA/NASA y tras más de 40 años de búsqueda, los científicos han detectado modos de vibración sísmica que implicarían una velocidad de rotación del núcleo solar cuatro veces mayor que en la superficie.
Al igual que la sismología revela la estructura del interior de la Tierra gracias a la forma en que la atraviesan las ondas generadas por los terremotos, los físicos solares utilizan la “heliosismología” para estudiar el interior del Sol analizando las ondas acústicas que reverberan a través de él. En la Tierra, normalmente hay un fenómeno responsable de generar las ondas sísmicas en un momento concreto; en cambio, el Sol oscila continuamente debido a los movimientos de convección dentro de su gigantesco cuerpo gaseoso.
Las ondas de presión (denominadas ondas p), de frecuencia más alta, se detectan fácilmente por las oscilaciones superficiales provocadas por la resonancia de las ondas acústicas a medida que atraviesan las capas superiores del Sol. Debido a la alta velocidad con que atraviesan las capas más profundas, no son sensibles a la rotación del núcleo solar.
Por el contrario, las ondas de gravedad (ondas g) de menor frecuencia, representan las oscilaciones de lo profundo del interior solar y no tienen un efecto claro en la superficie, por lo que no es fácil detectarlas directamente.
A diferencia de las ondas p, en las que la fuerza restauradora es la presión, en el caso de las ondas de gravedad es la flotabilidad (gravedad) la que actúa como fuerza restauradora.
Hasta ahora todas las oscilaciones solares estudiadas eran ondas acústicas, pero en el Sol también debían estar presentes las ondas de gravedad, con movimientos verticales y horizontales, como las olas del mar.
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Satélite de observación solar SOHO. Fuente:ESA/NASA
Según los resultados, publicados en “Astronomy & Astrophysics”, se emplearon 16,5 años de datos recopilados por el instrumento Oscilaciones Globales a Bajas Frecuencias (GOLF), de SOHO, a partir de los cuales utilizando distintas técnicas analíticas y estadísticas, se descubrió una impresión regular de los modos g sobre los modos p.
En particular, observaron un parámetro de modo p que mide cuánto tarda una onda acústica en atravesar el Sol y volver a la superficie, sabiendo que debe ser 4 horas y 7 minutos. La detección de una serie de modulaciones en este parámetro de modo p podía interpretarse como si se debiera a que las ondas g alteran la estructura del núcleo.
La marca en las ondas g halladas sugiere que el núcleo gira una vuelta por semana, casi cuatro veces más rápido que las capas superficiales e intermedias observadas, que varían de 25 días en el ecuador a 35 días en los polos.
Esta rapidez de rotación plantea las siguientes preguntas: ¿hay pruebas de la existencia de una zona de “cizalla” entre las capas que rotan a distinta velocidad? ¿Qué nos dicen los periodos de las ondas g sobre la composición química del núcleo? ¿Qué implicación tiene todo esto en la evolución estelar y en los procesos termonucleares del núcleo?
Ya se han detectado modos g en otras estrellas y ahora, gracias a SOHO, por fin se ha hallado una prueba evidente de su presencia en nuestro Sol. Se trata de una nueva ventana a la física solar que permite estudiar el núcleo de nuestra propia estrella y obtener una primera medida indirecta de su velocidad de rotación, aunque queden décadas hasta que se pueda concluir la búsqueda.
La detección inequívoca de ondas de gravedad en el núcleo solar era el objetivo principal de GOLF. Es el resultado más importante de SOHO, de la ESA, en la última década y uno de los mayores descubrimientos de la historia de este observatorio.
La próxima misión solar de la ESA, Solar Orbiter, también estudiará el interior de nuestra estrella, pero para proporcionar información detallada de las regiones polares y de la actividad solar. Entretanto, la futura misión de búsqueda de planetas de la ESA, Plato, investigará la actividad sísmica en las estrellas de los sistemas exoplanetarios que descubra, aumentando nuestros conocimientos sobre los procesos relevantes en estrellas similares a nuestro Sol.
Fuente:
Artículo “Asymptotic g modes: Evidence for a rapid rotation of the solar core”, de E. Fossat et al., publicado en Astronomy & Astrophysics, el 1 de agosto de 2017

ESA: catálogo “simulado” para EUCLID
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Una simulación del catálogo de galaxias “Euclid Flagship”. A la izquierda el universo tal como es en nuestro vecindario actual; a la derecha, tal como era hace 3.000 millones de años, cuando empezaron a formarse los cúmulos de galaxias (enlace a imagen de gran tamaño). Fuente: ESA
La misión Euclid de la ESA, cuyo lanzamiento está previsto para 2020, proporcionará una visión única de la evolución a lo largo de los 13.800 millones de años de historia de nuestro universo, dando cuenta del desarrollo de su estructura mediante el estudio de miles de millones de galaxias. De esta forma será capaz de analizar la naturaleza de la materia oscura invisible, que solo se percibe por las fuerzas que ejerce sobre la materia común, así como la misteriosa energía oscura que provoca la expansión cada vez mayor del universo.
Como preparación para el enorme y complejo caudal de mediciones que se espera, los equipos de científicos de Euclid han creado el mayor catálogo de galaxias simulado jamás construido: el catálogo Euclid Flagship.
Se basa en una simulación por super-ordenador de dos billones de partículas de materia oscura y contiene más de dos mil millones de galaxias distribuidas a lo largo del espacio tridimensional que observará Euclid.
Reproduce con precisión exacta la emergencia de la estructura a gran escala del Universo: galaxias y cúmulos dentro de la tenue red cósmica que comprende tanto la materia oscura como la materia común.
También imita las complejas propiedades que presentan las fuentes reales, como su forma, sus colores y luminosidades, así como las distorsiones por efecto de lente gravitacional que afectan a la luz emitida por galaxias distantes a medida que viaja hacia nosotros.
La imagen muestra un fragmento de la simulación, que se extiende desde el Universo local actual (izquierda) hasta hace 3.000 millones de años (derecha), cuando comenzaron a formarse los cúmulos de galaxias.
Al ampliar la imagen se pueden apreciar mayores detalles. Las galaxias centrales, que pueblan el centro de los ‘halos’ de materia oscura aparecen en color verde en la imagen original en color. Las galaxias satélites, que se encuentran en los halos más masivos con los mayores picos de densidad de la materia oscura subyacente, aparecen en rojo.
Gracias a este nuevo universo virtual, los científicos podrán prepararse inmejorablemente para la misión y, dado el caso, evaluar su funcionamiento. Además, constituirá una herramienta esencial para desarrollar el software de procesamiento de datos y análisis científico necesario para una misión con tal cantidad de datos.
El lanzamiento del “catálogo de galaxias simulado” fue anunciado por el Consorcio Euclid el 7 de junio.
La simulación ha sido desarrollada en el super-ordenador Piz Daint, alojado en el Centro Suizo de Computación Científica, por un equipo de científicos de la Universidad de Zurich dirigido por Joachim Stadel. Los equipos que han elaborado el catálogo resultante proceden del Institut de Ciències de L’Espai (ICE, IEEC-CSIC) y el Port d’Informació Científica (PIC) de Barcelona, en colaboración con el Grupo de Trabajo de Simulaciones Cosmológicas dirigido por Pablo Fosalba (ICE, IEEC-CSIC) y Romain Teyssier (Universidad de Zurich).
Fuente:
Fuente: Noticia de ESA, 24 julio 2017

Preparando la exploración de Júpiter: JUICE
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Ilustración de Juice explorando Júpiter, con Ganímedes en primer plano, Calisto en el extremo derecho y Europa delante de Júpiter. A la izquierda puede verse Io. En la parte inferior de la sonda, el mástil de 10 m de longitud que alojará un magnetómetro. El brazo más largo de la parte superior será una antena de radar de 16 m. Pueden verse otras antenas que medirán campos eléctricos y magnéticos. Imágenes (no a escala) de los satélites, tomadas por Galileo, NASA y de Júpiter, con su aurora polar, por el telescopio Hubble, de NASA/ESA. Fuente: ESA
Aunque aún faltan cinco años para el lanzamiento del Explorador de las Lunas de Hielo de Júpiter (JUICE) y más de una década para que llegue al gigante gaseoso y a sus lunas heladas, los preparativos van “viento en popa”. Esta nueva reproducción simulada muestra su diseño definitivo, cuya construcción corre a cargo de Airbus Defence and Space.
La sonda está equipada con un laboratorio de instrumentos que investigarán la turbulenta atmósfera y la vasta magnetosfera jovianas, así como las lunas Ganímedes, Europa y Calisto, que tienen tamaños propios de planetas. Se cree que estas tres lunas poseen océanos de agua líquida bajo sus cortezas heladas y su estudio debería proporcionar claves sobre su viabilidad para constituir entornos habitables.
Las cámaras de Juice capturarán con todo detalle las características de estas lunas e identificarán el hielo y los minerales en sus superficies. Otros instrumentos sondearán el subsuelo y el interior para conocer mejor la ubicación y la naturaleza de sus océanos subterráneos. También se explorará la tenue atmósfera que rodea las lunas.
Ganímedes es la única luna del Sistema Solar que genera su propio campo magnético interno y Juice cuenta con todo lo necesario para documentar su comportamiento y explorar su interacción con la propia magnetosfera de Júpiter.
Está previsto que Juice se lance en 2022, con un viaje de siete años hasta llegar al sistema joviano. La misión incluirá: una fase orbital a Júpiter, sobrevuelos en Europa, Ganímedes y Calisto, así como una fase final de nueve meses orbitando Ganímedes: esta será la primera vez que una nave orbite una luna distinta de la que gira alrededor de nuestro planeta.
Fuente:
Noticia de ESA, 17 julio 2017

ROSETTA resume la actividad del cometa Churyumov-Gerasimenko
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Cada fenómeno era visto y no visto. No obstante, gracias a la frecuencia con que Rosetta capturó las imágenes del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko durante su periodo de máxima actividad en agosto de 2015, los científicos que iban en busca de emisiones breves y potentes vieron cumplidos sus deseos: nada menos de 34 emisiones durante los tres meses de mayor acercamiento al Sol que culminaron hace casi dos años, el 13 de agosto de 2015.
El aumento de la energía solar durante aquellos meses calentó el hielo del cometa convirtiéndolo en gas que, a su vez, se liberó al espacio arrastrando consigo gran cantidad de polvo. Estas violentas emisiones eran mucho más brillantes, y llegaban mucho más allá, que los chorros y flujos de materia identificados previamente cuando eran expulsados del núcleo del cometa. A pesar de su duración de apenas unos minutos, expulsaron entre 60 y 260 toneladas de material del cometa.
Como puede verse en este montaje, algunas de las emisiones estaban formadas por chorros largos y estrechos que llegaban muy lejos del núcleo del cometa, mientras otras tenían una base más ancha y se expandían más hacia los lados. Otras eran una combinación de ambas.
Los científicos que estudiaron los estallidos fueron capaces de rastrear su origen en la superficie del cometa. Algunos se debían a cambios en las temperaturas locales, quizá a primera hora de la mañana, tras muchas horas de oscuridad, o a lo largo del día, después de varias horas de calor; otras emisiones procedían de zonas asociadas con fosas o profundos acantilados.
Las imágenes que vemos aquí proceden de la cámara de alta resolución OSIRIS y de la cámara de navegación de la sonda. El buscador de imágenes de archivo de la ESA contiene más imágenes de la misión.
Rosetta llegó al cometa el 6 de agosto de 2014 y liberó su módulo de aterrizaje Philae el 12 de noviembre de 2014. Rosetta siguió al cometa en su recorrido alrededor del Sol durante algo más de dos años, observando el aumento y el descenso de su actividad a lo largo del tiempo y proporcionándonos una enorme cantidad de datos científicos procedentes de sus instrumentos de detección local y remota.
Esta misión pionera concluyó el 30 de septiembre, cuando la sonda descendió sobre la superficie del cometa en un impacto controlado.
Fuente:
Noticia de ESA de 7 agosto 2017

Prometeo y el final de Cassini
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La imagen que aquí presentamos fue tomada el 13 de mayo pasado, durante una inmersión temprana entre el planeta y sus anillos, a una distancia de aproximadamente 1,1 millones de kilómetros de Saturno. Muestra el delgado contorno de la luna Prometeo, de 86 km de diámetro, que asoma junto a las misteriosas estructuras del anillo F de Saturno. Muchas de las tenues formaciones de este delgado anillo se deben a las interacciones gravitatorias con Prometeo
La misión internacional Cassini está llegado a su fin de forma espectacular: sumergiéndose entre Saturno y sus anillos interiores y explorando territorio desconocido como nunca antes.
Con el último conjunto de cinco inmersiones, la sonda se introducirá en la atmósfera de Saturno y sus instrumentos podrán tomar las primeras muestras directas del planeta para estudiar su composición química y analizar su temperatura a distintas altitudes. Estas inmersiones también ofrecerán primeros planos de las características atmosféricas del planeta, incluyendo su vórtice polar y su aurora.
En el momento de cerrar la edición (30 de agosto), Cassini está completando la tercera de estas inmersiones atmosféricas y, hacia el final de la última órbita, sobrevolará Titán a una distancia de 119.049 km el día 11 de septiembre, suficiente como para desplazar a Cassini hasta su trayectoria final hacia la atmósfera del planeta, con lo que concluirá una odisea de 13 años en el sistema saturniano.
La mayor parte de la superficie de la pequeña luna está oculta debido a la geometría de visualización: Cassini se encontraba, respecto al Sol, detrás de Saturno y Prometeo mirando hacia el lado oscuro de la luna y captando únicamente algo de su hemisferio norte, iluminado por el Sol. Los detalles del lado iluminado de los anillos muestran una clara diferencia de brillo entre la sección exterior del anillo A de Saturno (justo a la izquierda del centro) y el resto, hacia el interior de la División Keeler (abajo a la izquierda). La imagen fue publicada por primera vez el 7 de agosto de 2017.
La misión Cassini es un proyecto cooperativo de la NASA, la ESA y la agencia espacial italiana ASI.
Fuente:
Fotonoticia de ESA, 28 agosto 2017

M77, una galaxia muy activa
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El telescopio VLT (Very Large Telescope) de ESO ha captado una magnífica imagen frontal de la galaxia espiral barrada Messier 77. La imagen hace justicia a la belleza de la galaxia, destacando sus brillantes brazos entrecruzados con regueros de polvo, pero no desvela la naturaleza turbulenta de Messier 77.
Esta pintoresca galaxia espiral parece tranquila, pero hay más de lo que parece. Messier 77 (también conocida como NGC 1068) es una de las galaxias activas más cercanas, unos de los objetos más espectaculares y energéticos del universo. Sus núcleos suelen ser lo suficientemente brillantes como para eclipsar a todo el resto de la galaxia. Las galaxias activas están entre los objetos más brillantes del universo y emiten luz en la mayoría de longitudes de onda (si no en todas), desde los rayos gamma y rayos X hasta las microondas y las ondas de radio. Messier 77 se clasifica, además, como una galaxia Seyfert de tipo II, caracterizada por ser particularmente brillante en longitudes de onda infrarrojas.
El responsable de esta impresionante luminosidad es el intenso chorro de radiación que emana del “motor” central, el disco de acreción que rodea a un agujero negro supermasivo. La materia que cae hacia el agujero negro se comprime y se calienta a temperaturas increíbles, haciendo que irradie una cantidad tremenda de energía. Se cree que este disco de acreción está envuelto en una gruesa estructura en forma de anillo de gas y polvo, llamado “toro”. Las observaciones de Messier 77 del año 2003 con el potente interferómetro del VLT (ver nota de prensa eso0319) fueron las primeras en resolver una estructura de este tipo.
Esta imagen de Messier 77 fue tomada en cuatro bandas de diferentes longitudes de onda, representadas por los colores azul, rojo, violeta y rosado (hidrógeno alfa). Cada longitud de onda muestra una característica diferente: por ejemplo, los puntos rosados de hidrógeno alfa muestran las estrellas calientes y jóvenes que se están formando en los brazos espirales, mientras que en rojo vemos las finas estructuras filamentosas, parecidas a hilos, del gas que rodea a Messier 77. Se han encontrado filamentos rojos similares en NGC 1275. A pesar de estar rodeados por un gas muy caliente (a unos 50 millones de grados centígrados), se trata de filamentos fríos que se encuentran suspendidos en un campo magnético que mantiene su estructura y muestra cómo la energía del agujero negro central se transfiere al gas circundante.
También vemos, en primer plano, una estrella de la Vía Láctea, a la izquierda del centro de la galaxia, mostrando los delatores picos de difracción. Además, pueden verse muchas más galaxias que, en las afueras de los brazos espirales, parecen pequeñas y delicadas en comparación con la colosal galaxia activa.
Situada a 47 millones de años-luz, en la constelación de Cetus, Messier 77 es una de las más remotas galaxias del catálogo Messier. Inicialmente, Messier creía que el luminoso objeto que vio a través de su telescopio era un cúmulo de estrellas pero, con el avance de la tecnología, se acabó descubriendo su verdadera naturaleza de galaxia. Con un tamaño de unos 100.000 años-luz, M 77 es también una de las galaxias más grandes del catálogo Messier, tan masiva que su gravedad hace que otras galaxias cercanas se retuerzan y deformen (ver eso1707).
Esta imagen fue obtenida con el instrumento FORS2 (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph 2, espectrógrafo de baja dispersión y reducción focal 2), instalado en la Unidad de Telescopio 1 (Antu) del VLT, situado en el Observatorio Paranal de ESO, en Chile. Proviene del programa Joyas cósmicas de ESO, una iniciativa de divulgación que produce imágenes de objetos interesantes, enigmáticos o visualmente atractivos utilizando telescopios de ESO, con un fin educativo y divulgativo.
Fuente:
Fotonoticia de ESO: eso1720es, 5 de Julio de 2017

ALMA detecta ingredientes básicos para la vida en estrellas de tipo solar
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ALMA ha observado estrellas como el Sol en una etapa muy temprana de su formación y ha descubierto rastros de isocianato de metilo, un ingrediente químico básico para la vida. Es la primera vez que se detecta esta molécula prebiótica en protoestrellas de tipo solar, el tipo de estrella a partir de la cual evolucionó nuestro Sistema Solar. El descubrimiento podría ayudar a los astrónomos a comprender cómo surgió la vida en la Tierra. Fuente: ESO
Dos equipos de astrónomos han utilizado el poder de ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), en Chile, para detectar isocianato de metilo, una molécula orgánica compleja prebiótica, en el sistema estelar múltiple IRAS 16293-2422, estudiado previamente por ALMA en 2012, descubriendo que contiene glicoaldehído (la molécula más simple relacionada con el azúcar), otro ingrediente para la vida.
Este isocianato de metilo (CH3NCO) es altamente tóxico, tristemente conocido por ser la causa principal de muerte tras el trágico accidente industrial de Bhopal en 1984. Esta familia de moléculas orgánicas está implicada en la síntesis de péptidos y aminoácidos, que, en forma de proteínas, son la base biológica para la vida tal y como la conocemos.
Un equipo está codirigido por Rafael Martín-Doménech, del Centro de Astrobiología en Madrid (España) y Víctor M. Rivilla, del INAF-Observatorio Astrofísico de Arcetri, en Florencia (Italia); y el otro por Niels Ligterink, del Observatorio de Leiden (Países Bajos) y Audrey Coutens, del University College London (Reino Unido).
Las capacidades de ALMA permitieron a ambos equipos observar la molécula en varias longitudes de onda diferentes y definidas a lo largo de todo el espectro de ondas de radio. Encontraron las distintivas huellas químicas en las cálidas y densas regiones interiores de la envoltura de polvo y gas que rodea a las estrellas jóvenes en sus primeras etapas de evolución. Cada equipo identificó y aisló las firmas del isocianato de metilo, desarrollándolo luego, con modelos químicos de ordenador y experimentos de laboratorio, para refinar nuestra comprensión del origen de la molécula.
El equipo de Martín-Doménech modeló la química gas-grano de la formación del isocianato de metilo. La cantidad de moléculas observada podría explicarse por la química en la superficie de los granos de polvo en el espacio, seguida por las reacciones químicas en fase gaseosa. Por otra parte, el equipo de Ligterink demostró que la molécula puede formarse a temperaturas interestelares extremadamente frías, hasta 15 Kelvin (-258 °C), utilizando experimentos criogénicos de ultra-alto-vacío en su laboratorio de Leiden.
IRAS 16293-2422 es un sistema múltiple de estrellas muy jóvenes que se encuentra a unos 400 años-luz de distancia, en una gran región de formación estelar llamada Ro Ofiuco (en la constelación de Ofiuco). Los nuevos resultados de ALMA muestran que el gas de isocianato de metilo rodea a cada una de estas estrellas jóvenes.
La Tierra y los demás planetas de nuestro Sistema Solar se formaron a partir del material que sobró tras la formación del Sol. Por tanto, estudiar protoestrellas de tipo solar, con las condiciones adecuadas para que se formen planetas del tamaño de la Tierra, puede ayudar a los astrónomos a comprender el pasado, permitiéndoles observar condiciones similares a las que condujeron a la formación de nuestro Sistema Solar hace más de 4.500 millones de años.
Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1718es, 8 de Junio de 2017

Los resultados cosmológicos del primer año del “DARK ENERGY SURVEY” (DES Y1): Los mapas de materia y energía oscuras; discrepancias con PLANCK
Los resultados del primer año del proyecto internacional Dark Energy Survey (DES) (Rastreo de Energía Oscura) han sido presentados durante la reunión de la American Physical Society Division of Particles and Fields en el Fermi National Accelerator Laboratory, cerca de Chicago (EE.UU.).
Los científicos han analizado la luz de veintiséis millones de galaxias para estudiar cómo las estructuras en el universo han cambiado en los últimos siete mil millones de años, que es la mitad de la edad del universo. Los datos fueron tomados con la DECam, una cámara de 570 megapíxeles conectada al Telescopio Víctor M. Blanco de 4 metros en el Observatorio Interamericano Cerro Tololo en Chile. Los científicos aprovecharon del fenómeno por el cual las imágenes lejanas de galaxias se distorsionan ligeramente por la gravedad de otras galaxias en primer plano, un efecto conocido como “lente gravitacional débil”. Este análisis condujo al mapa más grande nunca construido de la distribución de la materia, regular y oscura, en el universo, así como su evolución con el tiempo.
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El proyecto DES estudia la materia bariónica del cosmos para inferir propiedades de la materia oscura y de la energía oscura. Su objetivo es estudiar una región de 5.000 grados cuadrados del hemisferio sur (rodeada en negro en la figura), más o menos un octavo de todo el cielo. Los resultados publicados ahora son de una región de solo 1.321 grados cuadrados (rectángulo en rojo en la figura), denominada DES Y1A1 GOLD. Fuente: NATURE
En resumen, los primeros resultados de DES son muy interesantes y prometen mucho de cara a DES Y5. Por ahora indican claramente que el modelo cosmológico ΛCDM sigue siendo válido (con un 70% de misteriosa energía oscura, causante de la expansión acelerada del universo y un 26% de materia oscura, también invisible, frente a un 4% de materia ordinaria visible.
Pero hay diferencias entre los datos de DES Y1 y los de Planck 2015, aunque a menos de dos sigmas. Había discrepancias entre las medidas de Planck 2013 y WMAP9 y que se resolvieron gracias a Planck 2015 y se espera que las diferencias entre DES Y1 y Planck 2015 se resolverán cuando se publique DES Y5. Ahora en agosto 2017, se inicia el quinto año de observaciones de DES, por lo que estos resultados tardarán unos años en aparecer.
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La discrepancia más importante entre DES Y1R (en azules) y Planck 2015 (en verdes, más alto) se observa en el parámetro σ8, aunque se prefiere su valor S8 = σ8 (Ωm/0,3)1/2 (que está menos correlacionado con Ωm que σ8 y facilita la comparación). El valor del parámetro S8 obtenido por DES Y1R es un 7% inferior al valor de Planck 2015 a menos de dos sigmas. Si se confirmara este resultado podría ser señal de que la materia oscura o la energía oscura influyen en la materia bariónica (ordinaria) más de lo que predice el modelo cosmológico de consenso. Pero es posible que se reduzca esta discrepancia con los futuros resultados del proyecto DES. Fuente: NATURE
El parámetro del modelo cosmológico estándar que mide la distribución de materia en el universo se llama amplitud de las perturbaciones en la densidad escalar de energía, As. Suponiendo que el espacio-tiempo es plano (como en el caso de DES Y1R) es habitual usar, en su lugar, la amplitud cuadrática media de las fluctuaciones de masa a una escala fija, sea 8/h Mpc, descritas por el parámetro σ8. Este parámetro depende mucho de la densidad de masa del universo y por ello se prefiere un valor normalizado S8. Lo más importante de este parámetro desde el punto de vista de la divulgación es que determina la constante de Hubble; por tanto, las diferencias entre DES Y1R y Planck 2015 en este parámetro provoca una diferencia entre sus predicciones para la constante de Hubble.
El significado físico de esa discrepancia afecta al grado de concentración de la materia. Tanto la materia ordinaria como la oscura están en forma más “agregada” o “amontonada” en la actualidad que en las primeras etapas del universo, cuando estaban distribuidas más uniformemente. La gravedad ha estado aglomerando la materia en una estructura reticulada de cúmulos y filamentos con enormes vacíos entre ellos. Esa concentración medida por el DES es un 7% más baja que la predicha por el modelo estándar cosmológico.
Esta diferencia no es estadísticamente importante, pero otro proyecto que utiliza el método de lente gravitacional débil, Kilo Degree Survey (KiDS), ha obtenido la misma desviación el año pasado.
Si se confirma, la discrepancia significaría que en la historia del universo, la materia se ha ido agregando más lentamente de lo esperado y eso puede implicar nuevos fenómenos físicos, como interacciones inesperadas entre materia ordinaria y oscura o nuevos tipos de neutrino.
Aunque las observaciones cosmológicas han ido convergiendo hacia un modelo coherente en las últimas décadas, las observaciones basadas en lentes gravitacionales débiles no son las únicas que preocupan a los investigadores. Los astrónomos también han observado, por ejemplo, que la expansión del cosmos es más rápida de lo predicho con los datos de Planck.
La “Colaboración DES” está formada por más de 400 investigadores; entre ellos miembros del Centro de Investigaciones Energéticas, Medioambientales y Tecnológicas (CIEMAT), del Institut de Ciències de l’Espai (IEEC-CSIC), del Institut de Física d’Altes Energies (IFAE) y del Instituto de Física Teórica (UAM-CSIC).
DES puede usar el método de las lentes gravitacionales débiles gracias a la cámara citada de 570 megapíxeles “Dark Energy Camera”, que es una de las cámaras astronómicas más potentes existentes en la actualidad, capaz de capturar imágenes digitales de galaxias a ocho mil millones de años luz de la Tierra.
La cámara se construyó y probó en Fermilab, el laboratorio principal del Dark Energy Survey, y el grupo español de la colaboración contribuyó decisivamente a su construcción, ya que fue responsable del diseño, fabricación y verificación del sistema electrónico completo, así como del sistema de guiado del Telescopio. Los investigadores de DES han utilizado la cámara durante cinco años para estudiar un octavo del cielo con un detalle sin precedentes. El quinto año de observación comenzará a mediados de agosto.
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Imagen: mapa de la materia oscura realizado a partir de medidas de lente gravitatoria de 26 millones de galaxias en el Rastreo de Energía Oscura (DES). Las regiones rojas tienen más materia oscura que la media, y las regiones azules, menos materia oscura./Chihway Chang/University of Chicago/DES collaboration. Fuente: NATURE
Los nuevos resultados publicados en agosto se basan únicamente en datos recogidos durante el primer año de observación y cubren una trigésima parte del cielo. Los científicos de DES utilizaron dos métodos para medir la materia oscura. Primero, crearon mapas de posiciones de galaxias, y segundo, midieron con precisión las formas de 26 millones de galaxias lejanas para cartografiar directamente los patrones de materia oscura a lo largo de miles de millones de años luz, usando la técnica llamada lente gravitacional débil.
Para realizar estas medidas de alta precisión, el equipo de DES ha desarrollado nuevas técnicas para detectar las diminutas distorsiones que las lentes gravitacionales producen en las imágenes que se obtienen de las galaxias lejanas, un efecto que ni siquiera es visible al ojo humano. Las nuevas técnicas hacen posible un avance revolucionario en la comprensión de estas señales cósmicas. En el proceso, crearon el mapa más grande jamás hecho de la materia oscura en el cosmos. El nuevo mapa de materia oscura es diez veces más grande que el que la propia colaboración DES publicó en 2015, y será finalmente tres veces más grande de lo que es ahora cuando se incluyan todos los datos de cinco años de observación.
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Composición de imagen de estrellas sobre otra del Observatorio Interamericano de Cerro Tololo en Chile. Fuente: Reidar Hahn/Fermilab
Científicos del IFAE han sido líderes de una de las técnicas utilizadas en estas medidas, que correlaciona entre sí las posiciones de las galaxias cercanas con las formas de las galaxias lejanas, contribuyendo a la enorme precisión alcanzada.
El IEEC-CSIC ha participado en la creación de mapas de materia oscura, las simulaciones y el estudio de agrupamiento de galaxias. La UAM ha construido catálogos sintéticos para el estudio de errores sistemáticos y las matrices de covariancia. El CIEMAT también ha contribuido a la construcción de los catálogos de galaxias y el estudio del agrupamiento de las mismas. Los cuatro equipos españoles han tenido un papel clave dentro de la colaboración DES en la determinación de la distancia a las galaxias, que es un elemento esencial para poder interpretar los resultados que ahora se anuncian.
Fuente:
Davide Castelvecchi, “Cosmic map reveals a not-so-lumpy Universe,” News, Nature, 03 Aug 2017, doi: 10.1038/nature.2017.22413

La atmósfera en movimiento de Antares, a gran resolución, mediante VLT
Utilizando el interferómetro del VLT (VLTI, Very Large Telescope Interferometer) de ESO, un equipo de astrónomos ha construido la imagen más detallada de una estrella obtenida hasta la fecha: la estrella supergigante roja Antares. También han realizado el primer mapa de las velocidades del material en la atmósfera de una estrella que no es el Sol, revelando inesperadas turbulencias en la enorme y extendida atmósfera de Antares. Los resultados se publican en la revista Nature.
A simple vista, la famosa y brillante estrella Antares refulge en fuertes tonos rojo en el corazón de la constelación de Escorpio. Es una enorme estrella supergigante roja, relativamente fría y en las últimas etapas de su vida, camino de convertirse en una supernova.
Antares es considerada por los astrónomos como una supergigante roja típica. Éstas se forman a partir de grandes estrellas con masas entre nueve y 40 veces la masa del Sol. Cuando una estrella de estas se convierte en una supergigante roja, su atmósfera se extiende hacia afuera, haciéndose grande y luminosa, pero de baja densidad. Antares tiene ahora una masa de 12 veces la del Sol y un diámetro aproximadamente 700 veces más grande que el del Sol. Se cree que se inició con una masa de unas 15 veces la del Sol y ha expulsado tres-masas solares de material durante su vida.
Ahora, un equipo de astrónomos, dirigido por Keiichi Ohnaka, de la Universidad Católica del Norte (Chile), ha utilizado el VLTI (el interferómetro del VLT, Very Large Telescope de ESO), instalado en el Observatorio Paranal, en Chile, para mapear la superficie de Antares y medir los movimientos del material superficial. Es (sin contar a nuestro Sol) la mejor imagen de la superficie y la atmósfera de una estrella que se haya obtenido hasta ahora.
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El VLTI es una instalación interferométrica única que puede combinar la luz de hasta cuatro telescopios, ya sean las Unidades de Telescopio de 8,2 metros o los Telescopios Auxiliares, más pequeños, para crear un telescopio virtual, equivalente a un solo espejo de hasta 200 metros. Esto permite resolver detalles finos más allá de lo que puede verse con un único telescopio.
Es complicado saber cómo pierden su masa de una forma tan rápida estrellas que, como Antares, están en la fase final de su evolución y el VLTI es la única instalación que permite medir directamente los movimientos del gas en la atmósfera de Antares, un paso crucial para aclarar este problema. El próximo desafío es identificar qué es lo que está impulsando los movimientos turbulentos.
Con los nuevos resultados, el equipo ha creado el primer mapa de dos dimensiones de la velocidad de la atmósfera de una estrella que no es el Sol. Lo hicieron utilizando el VLTI con tres de los Telescopios Auxiliares y un instrumento llamado AMBER para tomar imágenes individuales de la superficie de Antares sobre un rango pequeño de longitudes de onda infrarrojas. Luego, el equipo utilizó estos datos para calcular (interpretando el efecto Doppler) la diferencia entre la velocidad de los gases atmosféricos en diferentes posiciones en la estrella y la velocidad media de toda la estrella. Esto dio lugar a un mapa de la velocidad relativa de los gases atmosféricos a través de todo el disco de Antares: el primero jamás creado para una estrella distinta del Sol.
Los astrónomos detectaron gas turbulento y de baja densidad mucho más alejado de la estrella que lo predicho y concluyeron que el movimiento no podría ser resultado de la convección, la cual transfiere radiación desde el núcleo hacia la atmósfera exterior de muchas estrellas. Entienden que, para explicar estos movimientos en la atmósfera tan extendida de supergigantes rojas como Antares, sería necesario un proceso nuevo y actualmente desconocido.
En el futuro, esta técnica de observación se puede aplicar a diferentes tipos de estrellas para estudiar sus superficies y atmósferas con un detalle sin precedentes. Hasta ahora, esto se había limitado solo al Sol, por lo que este estudio lleva a la astrofísica estelar a una nueva dimensión y abre una ventana completamente nueva para observar estrellas.
Fuentes:
Comunicado científico de ESO: eso1726es, 23de Agosto de 2017
Artículo original en Nature, 16 agosto 2017

Los agujeros negros supermasivos se alimentan de “medusas galácticas”
Observaciones de “galaxias medusa”, llevadas a cabo con el Very Large Telescope de ESO, han revelado una forma previamente desconocida de alimentar agujeros negros supermasivos. Parece ser que el mecanismo que produce los tentáculos de gas y estrellas recién nacidas, que dan a estas galaxias su apodo, es el mismo que hace posible que el gas llegue a las regiones centrales de las galaxias, alimentando al agujero negro que se esconde en cada una de ellas y haciendo que brillen intensamente, según un artículo publicado en Nature.
Un equipo liderado por astrónomos italianos ha utilizado el instrumento MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer), instalado en el Very Large Telescope (VLT) en el Observatorio Paranal de ESO, en Chile, para estudiar cómo las galaxias pueden ser despojadas de su gas. Se centraron en ejemplos extremos de galaxias medusa en cúmulos de galaxias cercanos, llamadas así por los largos “tentáculos” de material que se extienden decenas de miles de años-luz más allá de sus discos galácticos. Hasta la fecha, se han encontrado solo unas 400 candidatas a galaxias medusa.
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El instrumento MUSE de ESO, instalado en el VLT, descubre una nueva forma de alimentar agujeros negros. Fuente: ESO
Los tentáculos de las galaxias medusa se producen en los cúmulos de galaxias por un proceso llamado “desgarro por presión dinámica”. Su mutua atracción gravitatoria hace que las galaxias caigan a gran velocidad en los cúmulos de galaxias, donde se encuentran con un gas caliente y denso que actúa como un potente viento, expulsando colas de gas fuera del disco de la galaxia y desencadenando brotes de formación estelar en su interior.
Se ha descubierto que seis de las siete galaxias medusa estudiadas albergan un agujero negro supermasivo en el centro, que se está alimentando del gas circundante. Esta proporción es inesperadamente alta (en general, entre las demás galaxias la proporción es inferior a una de cada diez).
Nunca antes se había predicho ni se había dado a conocer este fuerte vínculo entre el desgarro por presión dinámica y los agujeros negros activos. Parece probable que el agujero negro central esté siendo alimentado porque, parte del gas, en lugar de ser eliminado, alcanza el centro de la galaxia.
Una pregunta que lleva mucho tiempo sin respuesta es por qué sólo una pequeña fracción de los agujeros negros supermasivos situados en los centros de las galaxias están activos. Los agujeros negros supermasivos están presentes en casi todas las galaxias, así que… ¿por qué sólo unos pocos acretan materia y brillan intensamente?
Las observaciones de MUSE sugieren un nuevo mecanismo que canaliza el gas a una zona cercana al agujero negro. El resultado es importante porque añade una nueva pieza al rompecabezas que suponen las conexiones entre los agujeros negros supermasivos y las galaxias que los albergan, algo aún no bien comprendido.
Estas observaciones forman parte de un estudio mucho más amplio que se está desarrollando actualmente y que incluye muchas más galaxias medusa. Los resultados fueron generados como parte del programa observacional conocido como GASP (GAs Stripping Phenomena in galaxies with MUSE, fenómeno del desgarro del gas en galaxias con el instrumento MUSE), un gran programa de ESO dirigido a estudiar dónde, cómo y por qué puede perderse el gas de las galaxias. GASP está obteniendo datos profundos y detallados de MUSE para 114 galaxias en distintos entornos, específicamente dirigidos a las galaxias medusa. Actualmente estas observaciones siguen en curso.
Una vez acabado, este sondeo revelará cuántas galaxias ricas en gas, que entran a formar parte de cúmulos (y cuáles de ellas), pasan por un periodo de mayor actividad en sus núcleos. En astronomía, durante mucho tiempo ha sido un rompecabezas entender cómo se forman las galaxias y cómo cambian en nuestro universo en expansión mientras evoluciona. Las galaxias medusa son clave para comprender la evolución de las galaxias, ya que son observadas en pleno proceso de transformación.
El equipo también investigó la explicación alternativa que planteaba que la actividad central del AGN (núcleo activo) contribuye a la extracción de gas de las galaxias, pero la consideró menos probable. Dentro del cúmulo de galaxias, las galaxias medusa se encuentran en una zona donde es muy probable que el gas denso y caliente del medio intergaláctico forme los largos tentáculos de la galaxia, reduciendo la posibilidad de que se formen por la actividad del AGN. Por tanto, hay fuertes evidencias de que el desgarro por presión dinámica desencadena el AGN y no al revés, lo que supone una nueva forma de alimentar a los agujeros negros.
Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1725es, 16 de Agosto de 2017

Seguimiento de una eyección de masa coronal a través del Sistema Solar
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La posición de varias naves durante la eyección de masa coronal (CME) del 14 de octubre de 2014 (la separación de los planetas no está a escala). Las sondas eran observatorios solares como Proba 2 de ESA, SOHO de ESA/NASA y SDO de NASA, que tomaron imágenes del evento; otros observaron por ejemplo el aumento del campo magnético, el incremento de la velocidad del viento solar y las disminuciones del flujo de rayos cósmicos galácticos. Stereo-A de NASA tomó imágenes y otros como Venus Express, Mars Express, Rosetta de ESA y Mars Odyssey, Maven y el rover Curiosity de NASA, así como Cassini, de ESA/NASA/ASI, y aunque dudosos, también se obtuvieron datos de New Horizons, tres meses más tarde y de Voyager-2, 17 meses más tarde. Fuente: ESA
Diez astronaves, desde la sonda Venus Express de la ESA hasta la Voyager-2 de la NASA, experimentaron los efectos de una erupción solar que atravesó todo el Sistema Solar mientras tres satélites terrestres observaban el acontecimiento, lo que nos ofrece una perspectiva única de este fenómeno de la meteorología espacial.
Los científicos de Mars Express estaban deseando investigar los efectos del encuentro del cometa Siding Spring con la atmósfera de Marte el día 19 de octubre de 2014, cuando en su lugar encontraron lo que resultó ser la huella de un fenómeno solar.
Aunque esto complicaba más de lo esperado el análisis de los efectos relacionados con el cometa, dio lugar a uno de los mayores esfuerzos colaborativos para definir el trayecto de una “eyección de masa coronal” desde el Sol hasta los confines del Sistema Solar.
A pesar de que la Tierra no se encontraba en la línea de fuego, una serie de satélites de observación del Sol cercanos a nuestro planeta como el Proba-2 de la ESA, SOHO de la ESA/NASA y el Observatorio de Dinámica Solar (SDO) de la NASA, habían sido testigos de una potente erupción solar pocos días antes, el 14 de octubre.
El observatorio Stereo-A de la NASA no solo capturó imágenes de la otra cara del Sol respecto a la Tierra, también recopiló información in situ en el momento de la eyección.
Dio la casualidad de que otros satélites se encontraban en el recorrido de la eyección, por lo que se efectuaron detecciones inequívocas desde tres orbitadores marcianos, los Mars Express de la ESA, y Maven y Mars Odyssey de la NASA, desde el rover Curiosity de la NASA sobre la superficie de Marte, desde la sonda Rosetta de la ESA en el cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko y desde la misión internacional Cassini en Saturno.
Incluso se llegó a identificar algún rastro desde la sonda New Horizons de la NASA mientras se acercaba a Plutón, y más allá de Voyager-2. No obstante, a estas grandes distancias es posible que las pruebas de esta erupción concreta se hayan mezclado con el viento solar de fondo.
Las velocidades de estas eyecciones a distancia del Sol no se entienden demasiado bien, especialmente en el Sistema Solar exterior, pero gracias a la sincronización precisa de numerosas mediciones in situ se podrá comprender mejor el proceso e incorporar nuestros resultados a los modelos.
Las mediciones dan cuenta de la velocidad y la dirección de la eyección, que se extendió por un ángulo de al menos 116º para llegar hasta Venus Express y Stereo-A por el margen este y a las sondas de Marte y el cometa 67P Churyumov-Gerasimenko por el margen oeste.
A partir de una velocidad máxima inicial de unos 1.000 km/s calculados en el Sol, tres días después Mars Express midió una fuerte caída hasta los 647 km/s y, al cabo de cinco días, la velocidad detectada por Rosetta había descendido hasta los 550 km/s. A partir de entonces, el descenso fue más gradual, registrándose una velocidad de 450–500 km/s a la altura de Saturno, un mes después de la eyección.
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Observaciones de la MCE de varios satélites. SDO (131 Å), SOHO (con coronógrafo) y Proba-2 estaban del lado de la Tierra, mientras que Stereo-A (ultravioleta extremo) estaba al otro lado del Sol y muestran la erupción, marcada con flechas en hemisferios diferentes. Fuentes: SDO/NASA; SOHO (ESA & NASA); NASA/Stereo; ESA/Royal Observatory of Belgium
Los datos también revelaron la evolución de la estructura magnética de la eyección de masa coronal, cuyos efectos se notaron en las naves durante varios días, lo que proporcionó información de utilidad sobre los efectos de la meteorología espacial en distintos cuerpos planetarios. Las señales en varias de las naves incluyeron por lo general un impacto inicial, un aumento del campo magnético e incrementos en la velocidad del viento solar.
En el caso de la sonda Venus Express de la ESA, su paquete científico no estaba encendido, ya que Venus se encontraba “detrás” del Sol visto desde la Tierra, lo que limitaba la capacidad de comunicación.
Se dedujo una leve indicación debido a que su sensor estelar se vio inundado de radiación en el momento del paso de la eyección.
Además, varias naves con monitores de radiación (Curiosity, Mars Odyssey, Rosetta y Cassini) revelaron un efecto interesante y bien conocido: una reducción repentina en el número de rayos cósmicos galácticos. Cuando pasa una eyección, genera una especie de burbuja protectora, desviando temporalmente los rayos cósmicos y blindando parcialmente el planeta o nave.
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Efecto del descenso de los rayos cósmicos durante la CME, conocida también como disminución Forbush (no a escala). La CME actúa como una burbuja protectora que apantalla la nave o el planeta de la radiación cósmica. Se trata de una disminución rápida y una más lenta recuperación. Fuente: ESA
En Marte se observó un descenso de alrededor del 20% de los rayos cósmicos, una de las mayores caídas registradas en el Planeta Rojo, que duró unas 35 horas. Rosetta detectó una reducción del 17% que se prolongó 60 horas, mientras que en Saturno el descenso fue algo menor y duró unos cuatro días. El incremento en la duración del descenso de los rayos cósmicos corresponde a una ralentización de la eyección y a su dispersión por una región más amplia debido a las mayores distancias.
La comparación del descenso en los efectos de los rayos cósmicos galácticos debido a la misma eyección en tres lugares con una gran separación entre sí es una novedad. Aunque en el pasado ya se habían observado estos fenómenos desde distintas astronaves, no es común que las circunstancias permitan incluir una región tan amplia, tanto dentro como fuera del Sistema Solar, como en esta ocasión.
Volviendo a la observación prevista inicialmente del paso del cometa Siding Spring por Marte, los resultados muestran la importancia de tener en cuenta el contexto de la meteorología espacial para comprender cómo estos fenómenos solares pueden influir e incluso enmascarar los signos del cometa en la atmósfera de un planeta.
Fuentes:
Noticia de ESA, 15 agosto 2017
Artículo completo en Journal of Geophysical Research: Space Physics

El VST capta tres nebulosas en línea
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En esta nueva y gigantesca imagen de 3 Gigapíxeles, obtenida por el telescopio VST (VLT Survey Telescope) de ESO, dos de los objetos más famosos del cielo comparten escenario con una vecina menos conocida, a la derecha de la imagen. Es la débil y brillante nube de gas llamada Sharpless 2-54; en el centro, la famosa nebulosa del Águila; y, a la izquierda, vemos la nebulosa de Omega. Este trío cósmico constituye sólo una parte de un gran complejo de gas y polvo en el que están surgiendo nuevas estrellas que iluminan su entorno.
Sharpless 2-54 y las nebulosas de Águila (M-16) y Omega (M-17) se encuentran a unos 7.000 años-luz de distancia. Los dos primeros objetos están en la dirección de la constelación de Serpens (la serpiente), mientras que el tercero está dentro de Sagitario (el arquero). Esta región de la Vía Láctea alberga una enorme nube de material a partir del cual se fabrican estrellas. Las tres nebulosas indican las regiones de esta nube que se han agrupado y han colapsado, formando nuevas estrellas. La energética luz de estas recién nacidas estrellas ha hecho que el gas del entorno emita su propia luz, que adquiere tonos rosados característicos de zonas ricas en hidrógeno.
Dos de los objetos de esta imagen fueron descubiertos de una manera similar. Primero, los astrónomos descubrieron brillantes cúmulos de estrellas tanto en Sharpless 2-54 como en la nebulosa del Águila, identificando más tarde las inmensas nubes de gas, comparativamente más débiles, que envolvían a los cúmulos. En el caso de Sharpless 2-54, fue el astrónomo británico William Herschel quien, en 1784, detectó el brillo de su cúmulo estelar. Ese cúmulo, catalogado como NGC 6604 (ver noticia eso1218), aparece en esta imagen a la izquierda del objeto. La nube de gas asociada, muy tenue, siguió siendo desconocida hasta la década de 1950, cuando el astrónomo americano Stewart Sharpless la detectó en las fotografías del Atlas del Cielo National Geographic- Palomar.
La nebulosa del Águila no tuvo que esperar tanto tiempo para que todo su esplendor pudiera ser apreciado. El astrónomo suizo Philippe Loys de Chéseaux fue el primero en descubrir su brillante cúmulo, NGC 6611, en 1745 ó 1746 (eso0142). Un par de décadas más tarde, el astrónomo francés Charles Messier, observó este parche del cielo y también documentó la nebulosidad presente, registrando el objeto como “Messier 16” en su influyente catálogo (ver eso0926).
En cuanto a la nebulosa Omega, de Chéseaux logró observar su resplandor, más prominente, y en 1745 lo registró debidamente como una nebulosa. Sin embargo, dado que el catálogo del astrónomo suizo nunca alcanzó mayor renombre, el redescubrimiento de Messier de la nebulosa Omega en 1764 la convirtió en “M 17”, el objeto número diecisiete del popular catálogo del francés (eso0925).
Las observaciones a partir de las cuales fue creada esta imagen fueron obtenidas con de VST (VLT Survey Telescope, telescopio de rastreo del VLT) de ESO, ubicado en el Observatorio Paranal de ESO, en Chile. Se trata del telescopio más grande diseñado exclusivamente para rastrear el cielo en luz visible. La imagen final, a todo color, fue creada haciendo un mosaico con decenas de fotos, de 256 megapíxeles cada una, tomadas con la cámara OmegaCAM de gran formato, instalada en el telescopio. El resultado final, tras un largo procesado, alcanza los 3,3 Gigapíxeles, una de las imágenes más grandes jamás publicadas por ESO.
Fuente:
Fotonoticia de ESO: eso1719es, 14 de junio de 2017


Este artículo ha sido escrito por Juan Antonio Bernedo.

Fuente www, neofronteras.com
 

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