viernes, 8 de diciembre de 2017

Actualidad astronómica: el kiosco del astrónomo

Área: Espacio — viernes, 8 de diciembre de 2017

Actualidad astronómica: 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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Proyecciones geocéntricas de sucesos detectados por LIGO desde 2015, y por LIGO/VIRGO a partir de 2017, mostrando la elipse de error mucho más pequeña en el caso de GW170817. Fuente: LIGO/Virgo/NASA/Leo Singer.
Siguen con éxito las detecciones de ondas gravitacionales; algunas ya conjuntas entre varios detectores de este tipo, fruto de la colaboración científica internacional; pero la última (GW170817), es de especial importancia porque se ha podido hacer triangulación mediante dos detectores distintos alejados en la superficie de la Tierra, LIGO y VIRGO, lo que a su vez ha permitido encontrar la contrapartida óptica (o más bien electromagnética).
La noticia empezó con un rumor en el mundillo astrofísico, debido a filtraciones durante las comprobaciones imprescindibles, pero finalmente se ha confirmado. Incluimos un artículo compendio de fuentes de LIGO y VIRGO, que incluye la nota de prensa de científicos de la universidad de Baleares que participa junto con la de Valencia en las observaciones con estos detectores de ondas gravitacionales.
Nuevas sorpresas cósmicas pueblan las revistas científicas, de divulgación, e incluso la prensa y los medios. Los descubrimientos son cada vez más sutiles, más afinados, más exactos, y son fruto de equipos de investigación plurinacionales más numerosos, más interdisciplinares, con unos métodos de observación cada vez más ingeniosos y unos instrumentos bien diseñados y mejor realizados: planetas extrasolares, asteroides, kilonovas, galaxias, partículas, y hasta cavidades en la pirámide de Keops. De todo ello recogemos algo en esta edición del Kiosco.

Primera detección conjunta LIGO-Virgo, que permite además localizar su origen en el óptico. Participación española.
Hace dos años, el 14 de Setiembre de 2015, la Colaboración Científica LIGO en EE.UU. y la Colaboración Virgo en Europa, iniciaron una nueva era para la astronomía. Comenzó con la primera observación directa de ondas gravitacionales por parte de LIGO, las perturbaciones del espacio-tiempo predichas por la teoría de la Relatividad General de Albert Einstein, procedentes de la fusión de dos agujeros negros. La siguieron 4 detecciones más de distintas características.
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Localización de GW170817: arriba a la izquierda, curva de rayos gamma del observatorio Fermi; abajo, curva gravitacional de LIGO; a la derecha, sobre la esfera, localización de la fuente según los diversos detectores y en el cuadro de arriba, imagen en óptico de la fuente localizada en la galaxia NGC 4993, que aparece sin la fuente en el cuadro de abajo de unos días antes. Fuentes: LIGO, Virgo, Fermi, DES.
Ahora, los dos protagonistas, junto con otros 70 observatorios terrestres y espaciales anuncian otro descubrimiento histórico: la primera observación simultánea de ondas gravitacionales procedentes de la espectacular colisión de dos estrellas de neutrones, y de la observación de su origen en todo el espectro electromagnético, un evento cósmico que marca el inicio de la astronomía de “multi-mensajeros” con ondas gravitacionales. Los resultados LIGO-Virgo se publicaron el 16 de octubre de 2017 en la revista Physical Review Letters; trabajos adicionales de las colaboraciones LIGO-Virgo y de la comunidad astronómica han sido enviados y algunos han sido ya aceptados para su publicación en diferentes revistas.
En este descubrimiento han participado el Grupo de Relatividad y Gravitación de la Universidad de las Islas Baleares, a través de su participación en la Colaboración Científica LIGO, así como el Grupo Virgo de la Universidad de Valencia, miembro de la Colaboración Virgo. Además, ha habido importantes aportaciones de los grupos españoles que forman parte de INTEGRAL, el equipo AGILE, la colaboración del Fermi-LAT, la colaboración Vinrouge, la colaboración Master, el experimento ePESSTO, la colaboración TOROS, la Red Global BOOTES, la colaboración HAWC, la colaboración Pierre Auger, la colaboración ANTARES, el equipo EURO VLBI, entre otros.
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Resumen de la secuencia de acontecimientos y consecuencias que se desprenden del suceso GW170817. Fuente: LIGO
El suceso lo protagonizaron un par de estrellas de neutrones, estrellas pequeñas y densas que se formaron cuando estrellas más masivas explotaron en forma de supernovas. A medida que la órbita en forma de espiral de las dos estrellas de neutrones fue cerrándose, el sistema binario emitió ondas gravitacionales que fueron detectadas durante unos 100 segundos. Al colisionar, con una velocidad de aproximadamente la tercera parte de la velocidad de la luz, se emitió un destello de luz en forma de rayos gamma, que fue observado en la Tierra 1,7 segundos después de la detección de las propias ondas gravitacionales. En los días y semanas posteriores a la colisión, otras formas de luz o radiaciones electromagnéticas, incluyendo rayos X, ultravioleta, óptica, infrarroja y ondas de radio, fueron también detectadas.
Las observaciones han dado a los astrónomos una oportunidad sin precedentes para investigar la colisión de dos estrellas de neutrones. Por ejemplo, las observaciones realizadas por el observatorio Gemini de Estados Unidos, el European Very Large Telescope y el Hubble Space Telescope de NASA/ESA revelan trazas de materiales recientemente sintetizados, incluyendo oro y platino, descifrando el misterio no resuelto durante décadas sobre dónde se producen aproximadamente la mitad de todos los elementos químicos más pesados que el hierro.
La señal gravitacional, conocida como GW170817 (Onda Gravitacional de 17 de agosto 2017), fue detectada el 17 de agosto a las 12:41 TU por los dos detectores americanos “LIGO avanzado”. Es la señal más intensa detectada por la red de interferómetros LIGO-Virgo hasta la fecha. La información proporcionada por el tercer detector, “Virgo avanzado”, situado cerca de Pisa, Italia, permitió mejorar la localización del evento cósmico.
El 17 de agosto, el software de análisis de datos a tiempo real de LIGO captó una fuerte señal de ondas gravitacionales desde el espacio en uno de los dos detectores LIGO (Hanford). Casi al mismo tiempo, el Gamma-ray Burst Monitor del Fermi Gamma-ray Space Telescope de la NASA detectó una explosión de rayos gamma. El software de análisis LIGO-Virgo consideró ambas señales de manera conjunta y se observó que era improbable que fueran una coincidencia fortuita, mientras que otro análisis paralelo y automatizado de LIGO indicaba que había una señal de onda gravitacional coincidente en el otro detector LIGO (Livingston). La rápida detección de la onda gravitacional por el equipo de LIGO-Virgo, junto con la detección de los rayos gamma de Fermi, permitieron el lanzamiento del seguimiento por telescopios alrededor del mundo.
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Ilustración de una colisión de estrellas de neutrones. La retícula representa las ondas gravitacionales que se propagan desde la colisión, mientras que los chorros estrechos representan los haces de rayos gamma producidos segundos después de las ondas gravitacionales. Se muestran, girando alrededor, nubes de materia expulsadas por la colisión, brillando en luz visible y otras frecuencias. Fuente: NSF/LIGO/Sonoma State University/A. Simonnet
Los datos de LIGO indicaron que dos objetos astrofísicos situados a una distancia relativamente pequeña de la Tierra, alrededor de 130 millones de años-luz, habían estado aproximándose en órbitas espirales. Presumiblemente, los objetos no eran tan grandes como un sistema binario de agujeros negros, objetos que LIGO y Virgo ya habían detectado previamente. En su lugar, se estimó que los dos objetos en órbita espiral debían estar en un rango de entre 1,1 y 1,6 veces la masa del Sol, es decir, en el rango de masa de las estrellas de neutrones. Una estrella de neutrones es una estrella de unos 20 kilómetros de diámetro y de material con un densidad de mil millones de toneladas/cm3.
Mientras que los sistemas binarios de agujeros negros producen un leve “gorjeo” de una fracción de segundo en la banda sensible del detector LIGO, el gorjeo del 17 de agosto duró aproximadamente 100 segundos y se pudo ver a través de toda la gama de frecuencias de LIGO, aproximadamente el mismo rango que los instrumentos musicales comunes. Los científicos pudieron identificar la fuente del gorjeo como objetos mucho menos masivos que los agujeros negros observados hasta la fecha. Los análisis mostraron que un evento de estas características sucede menos de una vez en 80.000 años por coincidencia aleatoria, por lo que se identificó de inmediato como una detección muy segura.
Los investigadores teóricos predicen que al colisionar estrellas de neutrones se deben emitir ondas gravitacionales y rayos gamma, junto con poderosos chorros que emiten luz a través de todo el espectro electromagnético. La explosión de rayos gamma detectada por Fermi es lo que se conoce como una “ráfaga corta de rayos gamma” (short gamma-ray burst); las nuevas observaciones confirman que al menos algunas de las ráfagas cortas de rayos gamma son generadas por la fusión de estrellas de neutrones, algo que se había teorizado anteriormente. Sin embargo, mientras este misterio parece resuelto, otros nuevos han surgido. La ráfaga corta de rayos gamma observada fue una de las más cercanas a la Tierra vistas hasta ahora, pero fue sorprendentemente débil para su distancia. Los científicos están empezando a proponer modelos para obtener respuestas adecuadas y es probable que surjan nuevas ideas en los próximos años.
Aunque la onda gravitacional fue captada en primer lugar por los detectores LIGO en EE.UU., Virgo, en Italia, jugó un papel clave en la historia. Debido a su orientación con respecto a la fuente en el momento de la detección, Virgo obtuvo una pequeña señal que, combinada con el tamaño de la señal y los tiempos de detección en los detectores LIGO, permitió a los científicos triangular con precisión la posición en el cielo. Tras realizar una investigación minuciosa para asegurarse de que las señales no eran un “artefacto” de la instrumentación, los científicos concluyeron que la onda gravitacional provenía de una región relativamente pequeña (28 grados cuadrados) en el cielo del hemisferio sur.
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Composición en color de imágenes de la galaxia NGC4993, de la contrapartida óptica de GW170817. El tamaño es de 1,5 segundos de arco de lado. La imagen izquierda está tomada en banda z el 18 de agosto a las 00:05:23TU, combinadas con bandas g y r, de un día más tarde. La derecha, dos semanas más tarde con la imagen óptica de GW170817 ya apagada. Fuente: Soares-Santos et al. and DES Collaboration
Fermi fue capaz de dar una localización posteriormente confirmada y mejorada en gran medida gracias a las coordenadas proporcionadas por la detección combinada de los observatorios LIGO-Virgo. Con estas coordenadas, diferentes observatorios de todo el mundo pudieron encontrarla horas después de comenzar a buscar en la región del cielo de donde debía proceder la señal. Así, un nuevo punto de luz parecido al de una nueva estrella, fue encontrado primero por diferentes telescopios ópticos en la galaxia NGC 4993. Seguidamente, alrededor de 70 observatorios terrestres y en el espacio observaron el evento en sus correspondientes longitudes de onda.
Cada observatorio electromagnético publicará sus propias observaciones detalladas del citado evento astrofísico. Mientras tanto, la perspectiva general de todos los observatorios involucrados parece confirmar que la señal de la onda gravitacional realmente fue producida por un par estrellas de neutrones en órbita espiral.
Aproximadamente hace 130 millones de años, las dos estrellas de neutrones se encontraban en sus últimas órbitas espirales, separadas sólo por unos 300 kilómetros, incrementando su velocidad orbital mientras disminuía la distancia entre ellas. A medida que las estrellas giraban cada vez más rápido y más cerca la una de la otra, se deformaron y distorsionaron el espacio-tiempo circundante, emitiendo energía en forma de potentes ondas gravitacionales, antes de chocar entre sí.
En el momento de la colisión, las dos estrellas de neutrones, en su mayor parte, se fusionaron en un objeto ultradenso a la vez que se emitía una “bola de fuego” de rayos gamma. Las mediciones iniciales de rayos gamma, combinadas con la detección de las ondas gravitacionales, han proporcionado también una confirmación de la teoría de la Relatividad General de Einstein, que predice que las ondas gravitatorias deben viajar a la velocidad de la luz.
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Ilustración del momento de la creación de una “kilonova” a partir de dos estrellas de neutrones. Este tipo de objetos son la fuente principal de elementos químicos muy pesados (como oro y platino) en el universo. Fuente: ESO/L. Calçada/M. Kornmesser
Las investigaciones teóricas han predicho que lo que sigue a la bola de fuego inicial es una “kilonova” un fenómeno por el cual el material que queda tras la colisión de las estrellas de neutrones, que brilla en luz óptica, es expulsado de la región circundante muy lejos en el espacio. Las nuevas observaciones basadas en el espectro electromagnético muestran que los elementos pesados, como el plomo y el oro, se crean en estas colisiones y posteriormente se distribuyen por todo el universo.
Los rayos cósmicos de muy alta energía fueron descubiertos hace más de un siglo y aún hoy se desconoce qué “aceleradores cósmicos” puedan producirlos. Los objetos compactos (estrellas de neutrones, micro-quásares, etc.) podrían ser algunos de estos aceleradores, pero no se conocen muy bien los mecanismos que estarían actuando. La información combinada que pueden proporcionar las observaciones “multi-mensajero” son por tanto esenciales. En particular, la observación de neutrinos de muy alta energía revelaría la aceleración de protones y núcleos cargados. El que los detectores de ondas gravitacionales pueden “avisar” de los cataclismos de objetos compactos a otros instrumentos, entre ellos a los telescopios de neutrinos, abre enormes posibilidades a la Física de Astropartículas. Esa búsqueda combinada ya se está produciendo: la astronomía de multi-mensajeros crece.
LIGO avanzado (la versión actualizada de LIGO) es un detector de ondas gravitacionales de segunda generación que consiste en dos interferómetros idénticos situados en Hanford, Washington, y Livingston, Luisiana. Empezando las operaciones en septiembre de 2015, LIGO avanzado ha realizado dos periodos de observación. El segundo periodo de observación O2 comenzó el 30 de noviembre de 2016 y terminó el 25 de agosto de 2017. El detector Virgo avanzado también es un instrumento de segunda generación. El 1 de agosto de 2017, Virgo avanzado se unió a los detectores LIGO para trabajar conjuntamente durante las últimas cuatro semanas del periodo de observación O2.
En cuanto a las contribuciones españolas para observar la contrapartida óptica han sido también cruciales para una nueva medida de la “constante de Hubble” (la cantidad que representa el ritmo de expansión local del universo), que determina la escala global del mismo y que es de importancia fundamental en cosmología. La nueva medida no precisa de ninguna “escala de distancias cósmicas” y es independiente de medidas previas de esta cantidad fundamental. El valor obtenido de H es 70,0+12,0−8,0 km/s/Mpc, algo mayor, pero compatible con el obtenido por las observaciones de Planck. Por lo tanto, el nuevo descubrimiento también da inicio a la era de la cosmología de ondas gravitacionales.
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Simulación por ordenador de una fusión de estrellas de neutrones, mostrando en blanco, las líneas de campo magnético. Fuente: M. Ruiz, R. N. Lang, V. Paschalidis and S. L.Shapiro at the University of Illinois at Urbana-Champaign, + Illinois Relativity REU team.
Entre ellas está el seguimiento de contrapartidas electromagnéticas de GW170817, por ejemplo con la red de telescopios robóticos MASTER de la Universidad de Moscú, en la que participa el IAC, que consiguió una de las primeras detecciones en luz visible asociada al evento gravitacional GW170817. Los datos de MASTER junto con los de otros muchos telescopios ópticos, infrarrojos y de radio, contribuyeron a clasificar esta fuente extragaláctica como una “kilonova”.
Rafael Rebolo, director del IAC recuerda que los telescopios robóticos de reacción rápida y gran campo de visión en el visible e infrarrojo jugarán en los próximos años un papel fundamental en la identificación de contrapartidas electromagnéticas de los eventos de ondas gravitacionales producidos por la fusión de estrellas de neutrones y otros objetos compactos.
Josefa Becerra, investigadora post-doctoral en el IAC, que ha contribuido con observaciones en rayos X con Chandra, y observaciones en radio y óptico-IR, se encargó de la espectroscopia óptica con Gemini, cuyos resultados se publican también en la revista Nature.
Juan García-Bellido (Universidad Autónoma de Madrid) apunta que el grupo de ondas gravitacionales del cartografiado DES trabaja desde hace tiempo para el seguimiento óptico de un evento como éste y que horas después de la colisión, la cámara de DES descubrió de forma independiente la fuente en el visible e infrarrojo cercano, lo que ayudó a su localización en la galaxia NGC 4993.
J. Miguel Mas Hesse, director del Centro de Astrobiología (CSIC-INTA) relata como el instrumento SPI a bordo de INTEGRAL detectó el flash de rayos gamma emitido en el momento de la fusión de las estrellas de neutrones, una emisión muy intensa durante sólo 2 segundos. La galaxia en la que se encontraban estas estrellas fue observada en los días siguientes mediante la cámara óptica de INTEGRAL, OMC. OMC es un instrumento liderado por investigadores del Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial (INTA). La Universidad de Valencia fue la responsable de la fabricación de los sistemas de imagen de los demás instrumentos a borde del observatorio INTEGRAL.
Alberto J. Castro Tirado, Profesor de Investigación del Instituto de Astrofísica de Andalucía–CSIC participó en la observación de la contrapartida óptica en el Hemisferio Norte, horas después tras su descubrimiento desde el Hemisferio Sur, con el telescopio robótico Javier Gorosabel, que se inauguró en 2015 como parte de la estación astronómica BOOTES-5, en el Observatorio Nacional de San Pedro Mártir en Baja California (México) como parte de la Red BOOTES en el Hemisferio Norte. La observación se hizo apuntando casi al horizonte pocos minutos después de la puesta de Sol. Además se utilizó el VLT, el conjunto de 4 telescopios de 8,2m de diámetro en el Observatorio Austral Europeo en Cerro Paranal (Chile) con el que se consiguieron espectros durante 15 días cubriendo desde la zona del ultravioleta cercano hasta el infrarrojo cercano y permitió identificar la “kilonova” asociada con la fuente emisora de ondas gravitaciones en la galaxia NGC 4993 a 130 millones de años-luz.
LIGO está financiado por EE.UU. y operado por Caltech y MIT, con participación alemana, británica y australiana. Más de 1.200 científicos y alrededor de 100 instituciones de todo el mundo colaboran en el esfuerzo a través de la Colaboración Científica LIGO, con socios adicionales, incluyendo la Universidad de las Islas Baleares como miembro de LIGO y GEO.
La Colaboración Virgo está formada por más de 280 físicos e ingenieros pertenecientes a 20 grupos de investigación europeos franceses, italianos, holandeses, húngaros, polacos y españoles (Universidad de Valencia).
Fuentes:
Nota de prensa de la Universidad de Islas Baleares,16 octubre 2017
Nota de prensa de LIGO, 16 octubre 2017
Artículo en Physical Review Letters, 16 octubre 2017
Noticia de ESO: eso1733, 16 octubre de 2017

Muones espaciales descubren otra cámara en la pirámide de Keops
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Esquema del interior de la pirámide de Keops con la nueva cámara situada en la parte superior como una zona rayada que podría tener una forma horizontal o inclinada. Fuente: Nature-ScanPyramids
Un equipo internacional de científicos ha usado el flujo cósmico constante de partículas provenientes del espacio, muones, para hacer una especie de radiografía al interior de la Gran Pirámide de Keops, en Guiza (Egipto). Esto ha permitido descubrir un “gran espacio vacío” que había permanecido oculto hasta ahora tras los espesos muros de la edificación.
Los muones atmosféricos, partículas de alta energía con la misma carga que los electrones pero unas 200 veces más masivas, se producen cuando los rayos cósmicos chocan contra los átomos en las capas exteriores de la atmósfera, lloviendo sobre la Tierra a razón de unos 10.000 muones por metro cuadrado, cada minuto.
Construida por orden del faraón Khufu, o Keops, que reinó entre el 2.509 y el 2.483 antes de Cristo en piedra caliza y granito, la pirámide se eleva hasta los 139 metros de altura y fue durante más de tres milenios el edificio más alto del planeta. Aún hoy no hay consenso sobre cómo se levantó, ni se sabe si hay estancias por descubrir en su interior. Los turistas acceden a ella por un túnel excavado a ras de suelo en el año 820 en tiempos del califa Al Mamún que permite acceder a sus tres cámaras: la subterránea, la de la reina y la del rey, estas dos últimas conectadas por la Gran Galería, un pasaje de 46 metros de largo y casi nueve metros de alto. Desde el siglo XIX no se ha descubierto ninguna nueva estancia, aunque hay indicios arquitectónicos de que podría haber más, especialmente unos grandes sillares en forma de cuña en la cara norte que podrían ser el techado de un pasillo o una gran sala.
En 2015 arrancó un proyecto de investigación impulsado por el gobierno egipcio para explorar el interior del monumento con técnicas no invasivas. Tres equipos de físicos de Japón y Francia instalaron tantos otros detectores de muones en la pirámide, dos de ellos dentro y uno fuera. La piedra absorbe parte de los muones que caen del cielo, por lo que su concentración es mayor allí donde hay menor densidad, especialmente en los espacios vacíos. En ellos, lo que aparece es un exceso de muones en esa dirección que ayudan a localizar y saber la forma del vacío.
Tras meses acumulando datos, los tres sistemas de detección identificaron correctamente las tres cámaras y las galerías conocidas, pero también mostraron una concentración de muones a 21 metros sobre el suelo concentrados en un “gran vacío” de más de 30 metros de largo y con un volumen, altura y anchura similar a la Gran Galería. Los resultados de los tres detectores, instalados por físicos de la Universidad de Nagoya y el laboratorio KEK, en Japón, y la Comisión de Energías Alternativas y Energía Atómica de Francia, son parte de un proyecto conocido como ScanPiramids y se han publicado en la revista científica Nature.
La nueva estructura descubierta es aún un misterio, pues hay que considerar muchas hipótesis arquitectónicas. El gran vacío puede estar compuesto por una o varias estancias contiguas y estar inclinado o plano. Queda también por averiguar si tiene importancia arqueológica o es solo un pasillo abandonado.
Los investigadores han seguido la estela de Luis Álvarez, un físico estadounidense de abuelo español. En 1970, este científico, ganador del Nobel de Física en 1968, fue el primero en usar la tomografía de muones para explorar el interior de otra pirámide egipcia, la de Kefrén, y demostrar que no había ninguna estancia por descubrir en su interior. Desde entonces, los muones llegados del espacio han permitido analizar también el interior de volcanes, las entrañas de la central nuclear de Fukushima, yacimientos arqueológicos en Roma y Nápoles y el interior de la pirámide del Sol en México (donde no encontró huecos).
Parece muy difícil llegar hasta el gran vacío sin hacer grandes agujeros en los muros de la pirámide, algo que no se contempla por el momento. En 2016 su equipo encontró otro espacio vacío de menor tamaño en el muro norte, justo al otro lado de los sillares en forma de cuña. El próximo objetivo es explorar ese corredor con pequeños robots y seguir radiografiando la pirámide con más detectores de muones. Se está teniendo mucho cuidado de no hacer suposiciones sobre el contenido de los dos espacios descubiertos, que podrían o no estar conectados.
Fuente:
Nature News, 2 noviembre 2017. doi:10.1038/nature.2017.22939

Detectado y confirmado un cuerpo extrasolar en trayectoria parabólica que atraviesa nuestro sistema
Un cuerpo pequeño (asteroide o cometa) recientemente descubierto, que parecía provenir de fuera del Sistema Solar se acercó a nuestro planeta. Parece ser el primer “objeto interestelar” en ser observado y confirmado por los astrónomos.
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El cuerpo interestelar (rodeado por una circunferencia, se aleja de la Tierra mientras atraviesa la constelación de Piscis. Fuente: Alan Fitzsimmons, Queen’s University Belfast/Isaac Newton Group, La Palma
Este inusual objeto fue inicialmente designado como “C/2017 U1” pensando que era un cometa. El 25 de octubre de 2017, en imágenes tomadas en el Very Large Telescope (VLT), se encontró que el objeto no mostraba presencia alguna de coma. En consecuencia, el objeto se renombró como A/2017 U1, convirtiéndose en el primer cometa redesignado como asteroide. La falta de coma indica que debe haberse formado dentro de la línea de congelamiento del sistema estelar del que se originó, o ha estado en la región interna de ese sistema estelar el tiempo suficiente para que todo el hielo sublime.
Finalmente, al comprobarse su origen extrasolar, la Unión Astronómica Internacional tuvo que abrir una categoría nueva, con nomenclatura “I” para objetos interestelares, dándole el número 1: “1I”, y un nombre propio: “Oumuamua”, nombre hawaiano que significa “llegar desde lejos” a petición del equipo de PanSTARRS, el telescopio descubridor, situado en el volcán Haleakala, en Hawai.
1I / Oumuamua tiene un diámetro de aproximadamente 400 metros y se mueve con rapidez. Los astrónomos trabajaron con celeridad para apuntar telescopios alrededor de todo mundo y en el espacio hacia este notable objeto.
A/2017 U1 fue descubierto el 19 de octubre de 2017 gracias al telescopio de rastreo Pan-STARRS1 de la Universidad de Hawai, durante una búsqueda de objetos cercanos a la Tierra. Rob Weryk, investigador postdoctoral en el Instituto de Astronomía de la Universidad de Hawai (IfA), fue el primero en identificar el objeto en movimiento y enviarlo al Minor Planet Center. Posteriormente, Weryk buscó en el archivo de imágenes Pan-STARRS y descubrió que también estaba en imágenes tomadas la noche anterior, pero no fue identificado inicialmente por el sistema automático de procesamiento de objetos en movimiento.
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Trayectoria de dos años del objeto A/2017 U1 (PANSTARRS) sobre la esfera celeste, marcando su posición actual (25 de Octubre) y su procedencia del “apex”. Fuente: Charles Bell
Weryk inmediatamente se dio cuenta de que era un objeto inusual. Su movimiento no podía ser explicado utilizando la órbita normal de un asteroide o cometa del Sistema Solar. Weryk contactó con otro investigador, Marco Micheli, quien llegó a la misma conclusión utilizando sus propias imágenes de seguimiento tomadas por el telescopio de la Agencia Espacial Europea en Tenerife, en las Islas Canarias. Con los datos combinados se confirmó que el objeto venía de fuera del Sistema Solar.
Su órbita es muy excéntrica (e=1,1815), con un perihelio a 0,2483 UA el 9 de septiembre de 2017, y se mueve muy rápido y en una trayectoria de paso a través del sistema solar para no regresar nunca.
El equipo de CNEOS trazó la trayectoria actual del objeto e incluso miró hacia su futuro. A/2017 U1 llegó desde la constelación de Lyra, navegando a través del espacio interestelar a una velocidad de 25,5 kilómetros por segundo. Esta dirección está cerca del ápex solar, la dirección más probable para las aproximaciones de objetos de fuera del sistema solar. Pero se desconoce cuánto tiempo el objeto ha estado flotando entre las estrellas en el disco galáctico.
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Imágenes del objeto, obtenidas el 21 de Octubre de 2017, en las que se puede apreciar su movimiento respecto al fondo de estrellas (que aparecen como trazos). Foto: Paulo Holvorcem & Michael Schwartz (Tenagra Observatories)
El objeto se acercó a nuestro Sistema Solar casi directamente, “por encima” de la eclíptica, por lo que no tuvo ningún encuentro cercano con los ocho planetas principales durante su caída hacia el Sol. El 2 de Septiembre, el pequeño cuerpo cruzó bajo el plano de la eclíptica justo dentro de la órbita de Mercurio y luego hizo su aproximación más cercana al Sol el 9 de Septiembre. Atraído por la gravedad del Sol, el objeto dio un giro brusco en nuestro Sistema Solar, pasando bajo la órbita de la Tierra el 14 de Octubre a una distancia de aproximadamente 24 millones de kilómetros, aproximadamente 60 veces la distancia a la Luna.
Según los cálculos, hace cien años, el objeto estaba aproximadamente a 559 UA (84.000 millones de km) del Sol y viajaba a 26 km/s con respecto a este. El objeto continuó acelerando atraído por nuestra estrella, hasta que atravesó el perihelio, donde alcanzó un máximo de 87,7 km/s. Para la fecha del descubrimiento, había disminuido a 46 km/s y continua desacelerándose hasta que alcance una velocidad de crucero interestelar de 26 km/s. Esta velocidad interestelar está dentro de ~5 km/s de otras estrellas dentro del vecindario estelar del Sol, lo que también indica un origen interestelar. El objeto finalmente se alejará del Sol en un ángulo de 66° desde la dirección de donde provenía, hacia la constelación de Pegaso.
Según las observaciones adicionales de ESO-VLT, (comunicado eso17379) combinando las imágenes del instrumento FORS del VLT (con cuatro filtros diferentes) con las de otros grandes telescopios, el equipo de astrónomos descubrió que Oumuamua varía muchísimo su brillo, en un factor de diez, a medida que gira sobre su eje cada 7,3 horas. Esta gran variación en brillo, poco común, significa que el objeto es muy alargado: su longitud es unas diez veces mayor que su anchura, con una forma compleja y enrevesada. Parece tener un color rojo oscuro, similar a los objetos del Sistema Solar exterior, y es totalmente inerte, sin el menor atisbo de polvo o gas alrededor de él.
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Ilustración de lo que podría ser el asteroide. Fuente: ESO/M. Kornmesser
Estas propiedades sugieren que Oumuamua es denso, posiblemente rocoso o con gran contenido metálico, sin cantidades significativas de hielo ni agua, y que su superficie ahora es oscura y está enrojecida debido a los efectos de la irradiación de rayos cósmicos durante millones de años. Se estima que mide al menos 400 metros de largo.
Se sospechaba ya hace un tiempo que estos objetos deberían existir, porque durante el proceso de formación de los planetas se debió expulsar mucho material de los sistemas planetarios. Lo más sorprendente es que nunca antes se habían visto objetos interestelares pasar.
Este tipo de descubrimiento demuestra el gran valor científico de las continuas prospecciones de gran campo del cielo, junto con intensas observaciones de seguimiento, para encontrar cosas que de otro modo no sabríamos que existen.
Fuentes:
Nature News, 31 octubre 2017
Noticia de NASA 29 octubre 2017

El lento y largo calentamiento de Encelado
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Esquema interior de Encélado. Fuente: ESA. Traducción: Kiosco
Si el núcleo de Encélado fuera poroso, la fricción de marea podría generar calor suficiente para provocar actividad hidrotermal en su interior durante miles de millones de años, lo que aumentaría sus posibilidades de habitabilidad.
Esto es lo que se desprende de un nuevo estudio, publicado en Nature Astronomy el 6 de noviembre de 2017, que presenta una teoría que explicaría las características clave de Encélado, la luna saturniana de 500 km de diámetro, observada por la sonda internacional Cassini, a lo largo de su misión, finalizada el pasado mes de septiembre.
Encélado albergaría un océano salado global bajo una capa de hielo con un grosor medio de 20-25 km, pero que sería muy delgada (1-5 km) en la región polar sur. Allí, a través de fisuras en el hielo se expulsan chorros de vapor de agua y granos de hielo. La composición del material eyectado, medida por Cassini, incluye sales y polvo de silicio, lo que sugiere que se formarían por la interacción de agua caliente, a un mínimo de 90ºC, con la roca del núcleo poroso.
Para esto haría falta una enorme fuente de calor, unas cien veces mayor que la que podría generar la descomposición natural de elementos radioactivos en las rocas de su núcleo, así como un medio que focalizase la actividad en el polo sur.
Se cree que el efecto de marea en Saturno es el responsable de las erupciones que deforman la capa de hielo de Encélado mediante movimientos de atracción y repulsión a lo largo de su recorrido elíptico alrededor del planeta gigante. Sin embargo, la energía producida por la fricción de marea en el hielo sería demasiado débil por sí misma para contrarrestar la pérdida de calor desde el océano: la luna se habría congelado al cabo de 30 millones de años.
Sin embargo, como Cassini ha mostrado, la luna sigue siendo extremadamente activa, lo que sugiere que está sucediendo algo más. Parece ser que la estructura y la composición de su núcleo rocoso podría tener un papel fundamental en la generación de la energía necesaria
En las nuevas simulaciones, el núcleo está formado por roca porosa deformable y no consolidada, que el agua puede permear fácilmente. Así, el agua líquida fría del océano puede filtrarse hasta el núcleo y calentarse gradualmente a medida que penetra debido a la fricción de marea entre fragmentos de roca en movimiento.
El agua circula por el núcleo y luego vuelve a ascender debido a que está más caliente que la materia circundante. En última instancia, este proceso transfiere calor al fondo del océano en columnas delgadas que interactúan estrechamente con las rocas. En el suelo oceánico, estas columnas llegan al océano más frío.
Estos puntos calientes del fondo oceánico generan columnas que ascienden varios centímetros por segundo. No solo las columnas hacen que la corteza helada que hay por encima se funda, también transportan durante semanas y meses, desde el fondo oceánico, pequeñas partículas que después liberan al espacio en forma de chorros helados.
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Erupciones de vapor de agua en Encélado. Fuente: NASA/JPL/Space Science Institute
Además, los modelos informáticos de los autores muestran que la mayoría del agua se expulsaría en las regiones polares de este satélite, con un proceso en cadena que provocaría puntos calientes en zonas localizadas y, en consecuencia, un menor grosor en la capa de hielo justo encima, algo que coincide con lo interpretado por Cassini, en este caso, en el polo sur.
Los científicos afirman que las interacciones eficientes de roca-agua en un núcleo poroso provocadas por la fricción de marea podrían generar hasta 30 GW de calor a lo largo de decenas de millones y hasta miles de millones de años. Calculan que un solo punto caliente en el fondo oceánico liberaría hasta 5 GW de energía, equivalente a la energía geotérmica consumida al año en Islandia.
Futuras misiones capaces de analizar las moléculas orgánicas de las columnas de Encélado con mayor precisión que Cassini, serían capaces de confirmar si el mantenimiento de las condiciones hidrotermales podría haber permitido el surgimiento de vida.
Una misión futura, equipada con un radar que penetre el hielo, también podría acotar el grosor del hielo y sobrevuelos adicionales, o un orbitador, mejorarían los modelos del interior, verificando también la presencia de columnas hidrotermales activas.
En la próxima década, con la misión JUICE, ESA enviará a las lunas jovianas instrumentos de nueva generación, incluido un radar de penetración de suelo. Esta misión se dedicará específicamente a evaluar el potencial de habitabilidad de los mundos oceánicos del Sistema Solar exterior.
Fuente:
Noticia de ESA de 7 de noviembre 2017

Partículas inesperadas en la atmósfera de Saturno, según Cassini
Según los últimos datos de la ya destruida sonda de la NASA, la fuente podría ser el polvo procedente de los anillos del planeta.
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Los anillos de Saturno, compuestos por hielo y partículas de polvo. [NASA/JPL-Caltech/SSI]
La nave espacial Cassini, de la NASA, continúa sorprendiendo a los astrónomos un mes después de haber puesto fin a 20 años de misión. Los últimos datos de la sonda sugieren que los majestuosos anillos del gigante gaseoso desprenden pequeñas partículas de polvo que alcanzan después la atmósfera superior, donde forman una compleja e inesperada mezcla química.
Las mediciones fueron hechas por uno de los espectrómetros de masas de la nave durante sus últimos cinco meses de vida, justo antes de que, el pasado mes de septiembre, la sonda se lanzara contra Saturno y se perdiera para siempre en sus profundidades. En ese tiempo la nave describió varios bucles entre planeta y sus anillos, un entorno que hasta entonces había permanecido inexplorado, realizando hallazgos sorprendentes.
Los científicos esperaban detectar indicios de moléculas de agua. En los años setenta y ochenta, las misiones Pioneer y Voyager exploraron la alta atmósfera del gigante gaseoso y encontraron muy pocas partículas con carga eléctrica. Para explicar el fenómeno, en 1984 se propuso que el agua que emanaba de los anillos, principalmente en forma de hielo, actuaría como catalizador y reduciría el número de partículas cargadas presentes en la atmósfera. Los últimos meses de Cassini han servido para poner a prueba esta hipótesis.
Sin embargo, en lugar de agua, el aparato detectó metano, una molécula que podría ser monóxido de carbono y otras moléculas más complejas. Las concentraciones son mayores en el ecuador del planeta y a grandes altitudes, lo que parece confirmar que el material cae desde los anillos.
Los científicos aún no han identificado cada una de las moléculas observadas, pero hay claramente mucho más que agua. El equipo concluyó que los desechos debían ser fragmentos de diminutas partículas de polvo de entre 1 y 10 nanómetros de diámetro y relativamente pesadas que, al abandonar los anillos y estrellarse contra el espectrómetro de masas, se habrían desintegrado en trozos menores. Cómo llegan exactamente esas partículas desde los anillos hasta la atmósfera es algo que aún está por ver, puesto que ninguno de los modelos actuales predice esto.
En esas inmersiones finales, arrastrada por la gravedad de Saturno, Cassini avanzó a más de 30 km/s, más de cuatro veces la velocidad para la que había sido diseñado el espectrómetro y la más alta alcanzada nunca por la nave. En tales condiciones, cualquier cosa que chocara contra ella se habría hecho pedazos.
Fuentes:
Artículo original en Nature News, 18 octubre 2017
Resumen en Investigación y Ciencia 30 octubre 2017, del artículo original.

Fusión de dos galaxias primigenias muy lejanas
Lo que a primera vista parecía una extraña y enorme galaxia antigua ha resultado ser una pareja aún más inusual de galaxias masivas, a punto de fusionarse, cuando el Universo apenas tenía mil millones de años.
Esta espectacular fuente fue identificada por primera vez por el observatorio espacial Herschel de la ESA. Después, fue observada con mayor detalle desde el centro Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), de Chile.
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Rebuscando entre varios cientos de miles de galaxias observadas en infrarrojo y longitudes de onda submilimétricas por el observatorio Herschel de ESA, los astrónomos han identificado un raro ejemplo de un objeto masivo en el universo primitivo. El rastreo de Herschel al fondo de la imagen combina datos en 350 micras (azul) y en 500 micras (verde). El recuadro en el centro es un zoom alrededor de una fuente de interés que combina observaciones de Herschel con observaciones posteriores en 870 micras desde ALMA en Atacama (APEX). Otras observaciones con ALMA a alta resolución (cuadro derecho) revelaron que la fuente consistía, no en una galaxia masiva antigua, sino que estaba formada por dos a punto de fusionarse. Cada una con una masa similar a la Vía Láctea fueron llamadas informalmente “Caballo” y “Dragón”. Fuente: NRAO/AUI/NSF, B. Saxton; ESA/Herschel; ESO/APEX; ALMA (ESO/NAOJ/NRAO); D. Riechers et al. 2017
Las primeras galaxias de los 13.800 millones de años de historia de nuestro cosmos comenzaron a formarse unos cientos de millones de años después del Big Bang, a medida que la materia fluía hacia puntos cada vez más densos y las primeras estrellas cobraban vida.
Las galaxias primigenias, sin embargo, no eran como las que conocemos hoy en día. Empezaron siendo mucho menores que nuestra Vía Láctea, que ahora alberga cientos de miles de millones de estrellas, y fueron adquiriendo masa a lo largo de miles de millones de años.
Así las cosas, los astrónomos tenían dificultades para explicar la existencia de galaxias masivas, pobladas por estrellas ancianas, en eras relativamente tempranas de la historia cósmica, cuando el Universo apenas tenía algunos miles de millones de años.
El reciente descubrimiento de posibles progenitoras de tales galaxias (galaxias masivas observadas en épocas cósmicas aún más antiguas) ha explicado cómo pudieron formarse galaxias masivas en tan poco tiempo.
Analizando varios cientos de miles de galaxias observadas por Herschel, se identificó un caso muy poco común de un objeto masivo en los albores del Universo. La amplia variedad de longitudes de onda de infrarrojos y submilimétricas sondeadas por Herschel, que exploró el firmamento entre 2009 y 2013, fue clave para localizar esta fuente.
Las galaxias con estrellas en formación brillan con fuerza en el infrarrojo. Esto se debe al polvo cósmico presente en las densas nubes donde nacen las estrellas, que absorbe parte de la luz estelar y la vuelve a radiar a longitudes de onda más largas.
Además, dado que el Universo se encuentra en expansión, la longitud de onda de la luz emitida por galaxias lejanas se extiende aún más a lo largo de su recorrido cósmico, hasta alcanzar el nivel submilimétrico en el caso de las galaxias más distantes, cuya luz fue liberada en los primeros miles de millones de años de historia del cosmos.
En 2012, los investigadores vieron el potencial interés de esta fuente y decidieron realizar su seguimiento. Tras observarla a longitudes de onda submilimétrica aún más largas con el telescopio europeo Experimento Pionero de Atamaca (APEX), también en Chile, destacó por ser “la más roja” de la muestra, con un brillo mayor a medida que se incrementaban las longitudes de onda, hasta las 870 micras. Esto sugiere que la formación estelar está madura en esa galaxia y que se encuentra a una gran distancia de nosotros, en lo profundo del Universo más temprano.
Gracias a observaciones adicionales efectuadas con ALMA, los astrónomos detectaron en este objeto monóxido de carbono y vapor de agua, y usaron estas emisiones para calcular su distancia de nosotros. Así, se confirmó que lo que observaban era la fuente tal y como era tan solo mil millones de años tras el Big Bang.
Además, las observaciones de alta resolución con ALMA aún les deparaba una sorpresa más. Al observar más de cerca este objeto, resultó que no solo se trataba de una galaxia masiva antigua, sino de dos galaxias masivas independientes y a punto de fusionarse. A estas dos galaxias, cada una de ellas con una masa similar a la de nuestra Vía Láctea, se las bautizó “Caballo” y “Dragón”.
Colmadas de estrellas en formación, son entre diez y cien veces más masivas que la mayoría de galaxias en la misma era de la historia del Universo. El Caballo y el Dragón acabarán por fusionarse, dando lugar a una galaxia aún más masiva en unos pocos cientos de millones de años. El hallazgo demuestra que las galaxias gigantes, aunque poco comunes, realmente existieron en las primeras etapas cósmicas y bien podrían ser las progenitoras de las galaxias masivas con estrellas ancianas que se han observado en épocas algo posteriores, cuando el Universo tenía un par de miles de millones de años.
El equipo ahora está investigando este espectacular sistema de fusión con mayor detalle, estudiando las propiedades de su población estelar y su polvo, con ALMA y con el Telescopio VLT del Observatorio Europeo Austral.
También se están buscando posibles satélites: galaxias menores que hubieran quedado atrapadas en el campo gravitacional de estos dos gigantes, como sería esperable en teoría. En el futuro próximo, las observaciones con el telescopio espacial James Webb (JWST) de la NASA/ESA/CSA, que se lanzará en 2019, permitirán a los astrónomos adentrarse aún más en los secretos de este sistema.
Más adelante, contaremos con una herramienta más para investigar el Universo temprano a través de las fusiones galácticas, aunque solo de aquellas en una fase mucho más avanzada que en el caso del Caballo y del Dragón, cuando los agujeros negros supermasivos en el centro de cada galaxia están a punto de confluir. Estas colisiones cósmicas liberan ondas gravitacionales, fluctuaciones en el tejido espacio-temporal, que podrán estudiarse con el futuro observatorio de ondas gravitacionales de la ESA: LISA.
Entretanto, es poco probable que se descubran muchos más sistemas como el detectado. Si las actuales teorías sobre la formación de galaxias son correctas, tales prodigios son extremadamente infrecuentes. No obstante, el equipo continuará investigando los datos del archivo de Herschel en busca de indicios de otras fuentes de interés.
Fuentes:
Nota de prensa de ESA, 14 noviembre 2017
Artículo original en Astrophysical Journal, 13 de noviembre de 2017

Los encuentros estelares son más frecuentes, según GAIA
El satélite GAIA de la ESA, tras cartografiar los movimientos de más de 300.000 estrellas revela que los encuentros cercanos de otras estrellas con nuestro Sol podrían perturbar la nube de cometas situados en los márgenes del Sistema Solar y, en un futuro lejano, enviar algunos de ellos hacia la Tierra.
Dado el desplazamiento del Sistema Solar por la Galaxia y el de otras estrellas por sus trayectorias, los encuentros cercanos son inevitables, si bien la idea de “cercanos” en este contexto implica billones de kilómetros de distancia.
Dependiendo de su masa y su velocidad, una estrella necesitaría penetrar en un radio de unos 60 billones de kilómetros, antes de empezar a tener efecto en la lejana acumulación de cometas que forma la Nube de Oort, situada, según los expertos, a 15 billones de kilómetros del Sol, 100.000 U.A. En comparación, Neptuno, el planeta más alejado, orbita a una distancia media de unos 4.500 millones de kilómetros, o 30 U.A.
La influencia gravitatoria de las estrellas que pasan cerca de la Nube de Oort podría perturbar las trayectorias de los cometas situados en ella, arrastrándolos hasta órbitas que los llevarían al interior del Sistema Solar. Se cree que esta influencia sería responsable de la aparición de algunos de los cometas que cruzan nuestro cielo con una frecuencia de cien a mil años, e incluso podría empujar los cometas a una trayectoria en la que impactarían con la Tierra u otros planetas.
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Seguimiento de movimientos estelares. Imagen extraída de un video que muestra los movimientos de dos millones de estrellas entre 1,1-1,5 millones de años en el futuro y presenta un mapa del cielo completo visto desde la Tierra. La trayectoria que aparece es la trayectoria de la estrella Gliese 710 que tendrá un acercamiento al Sol en 1,3 millones de años, llegando desde la nube de Oort. El acercamiento a nuestra estrella será a 16.000 UA. Fuente: ESA/Gaia/DPAC, CC BY-SA 3.0 IGO
Comprender los movimientos pasados y futuros de las estrellas es uno de los principales objetivos de Gaia, que a lo largo de sus cinco años de misión recopilará datos precisos sobre posiciones y movimientos estelares. Tras 14 meses de trabajo, recientemente se hizo público el primer catálogo de más de mil millones de estrellas, que incluye las distancias y desplazamientos por el firmamento de más de dos millones de ellas.
Al combinar los nuevos resultados con información ya existente, los astrónomos comenzaron una búsqueda detallada y a gran escala de estrellas que pasaran cerca de nuestro Sol. Hasta el momento, se ha realizado un seguimiento de los movimientos respecto al Sol de más de 300.000 estrellas y se ha determinado su máximo acercamiento en un margen de cinco millones de años en el pasado y en el futuro.
Así, se ha descubierto que 97 estrellas pasarán a unos 150 billones de kilómetros, mientras que 16 entrarán en un radio de unos 60 billones de kilómetros. Aunque se considera que estas últimas 16 estrellas pasarán razonablemente cerca, destaca especialmente el encuentro cercano de una estrella, Gliese 710, dentro de 1,3 millones de años. Se prevé que pasará a tan solo 2,3 billones de kilómetros (unas 16.000 U.A.), penetrando en la Nube de Oort.
La estrella ya se ha documentado adecuadamente y, gracias a los datos de Gaia, recientemente se ha revisado la distancia estimada para el encuentro. Antes, había una certidumbre del 90 % de que pasaría a entre 3,1 y 13,6 billones de kilómetros. Ahora, con unos datos más precisos parece que lo hará a entre 1,5 y 3,2 billones de kilómetros, probablemente a 2,3 billones de kilómetros. Además, aunque la masa de Gliese 710 es un 60 % la de nuestro Sol, su movimiento es mucho más lento que el de la mayoría de estrellas: a casi 50.000 km/h en su máximo acercamiento, en comparación con la media de 100.000 km/h.
La velocidad de su paso implica que tendrá mucho tiempo de ejercer influencia gravitatoria en los objetos de la Nube de Oort, por lo que podría enviar multitud de cometas al Sistema Solar. A pesar de su lentitud, en el momento de su máximo acercamiento será el objeto más brillante y rápido que aparecerá en el cielo nocturno.
Hay que destacar que el último estudio realizado empleó las mediciones de Gaia para realizar un cálculo general de la frecuencia de encuentros estelares, teniendo en cuenta incertidumbres como estrellas que podrían no haber sido observables en el catálogo existente.
Durante un periodo de cinco millones de años en el pasado y en el futuro, se calcula que la frecuencia de encuentros total sería de unas 550 estrellas por millón de años en un radio de 150 billones de kilómetros, de las cuales unas 20 podrían acercarse a menos de 30 billones de kilómetros.
Eso equivale a un encuentro “cercano” potencial cada 50.000 años más o menos. Debemos tener en cuenta que no hay garantía de que una estrella vaya a perturbar a ningún cometa de forma que acabe entrando en el Sistema Solar y, aunque así fuera, de que la Tierra vaya a quedar en el punto de mira. Estos cálculos se irán perfeccionando a medida que se publiquen nuevos datos de Gaia. La segunda publicación de resultados está prevista para abril del próximo año y contendrá información de 20 veces más estrellas, algunas de ellas mucho más distantes, lo que permitirá efectuar reconstrucciones hasta 25 millones de años en el pasado y en el futuro.
Fuentes:
Noticia de ESA, 31 agosto 2017
Artículo completo en Astronomy & Astrophysics, 16 agosto 2017

Fracturas en Marte, testigos de actividad volcánica
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Fracturas en Sirenum Fossae. Arriba, vista cenital; abajo, vista en perspectiva. Estas sorprendentes formaciones en Marte se deben la extensión de su corteza, provocada por antigua actividad volcánica. Fuente: ESA/DLR/FU Berlin
La fracturas en la región de Sirenum Fossae, en el hemisferio sur del planeta, fueron fotografiadas por la sonda Mars Express de la ESA en marzo 2017. Se extienden a lo largo de miles de kilómetros, mucho más allá de lo que muestra la imagen.
Estas fracturas dividen la corteza en bloques: el movimiento a lo largo de un par de fallas hace que la sección central se hunda formando “graben” (series de fallas) de varios kilómetros de ancho y pocos cientos de metros de profundidad. Cuando hay una serie de fallas en paralelo, como se ve en la imagen, entre los graben quedan bloques elevados de corteza.
Las Sirenum Fossae, o Fosas de las Sirenas, constituyen parte de un patrón de fractura radial mayor situado alrededor del volcán Arsia Mons, en la región de Tharsis, a unos 1.800 km al noreste. Se trata del área volcánica más grande de Marte, cuyo amplio sistema de fracturas es testimonio de la gran influencia que esta impresionante zona tuvo en el planeta.
De hecho, se cree que el sistema de fracturas de Sirenum Fossae está asociado con tensiones tectónicas provocadas por antigua actividad volcánica en la región de Tharsis. Por ejemplo, los graben podrían deberse al movimiento de extensión de la corteza del planeta a medida que una cámara de magma abultaba la corteza por encima, o bien en el momento en que la corteza se hundió a lo largo de las líneas de debilidad cuando dicha cámara se vació.
También es posible que cada graben estuviera asociado a un antiguo dique volcánico: un profundo corredor dentro de la roca a lo largo del cual ascendería el magma desde el interior del planeta, provocando el agrietamiento de la superficie.
En este caso, el graben podría representar un gigantesco “enjambre de diques” que se propagarían desde el centro del volcán. Estos enjambres también se encuentran en la Tierra, como en Islandia, donde se observan fracturas superficiales y conjuntos de graben en el enjambre fisural de Krafla.
Al igual que el resto de figuras geológicas que surcan la superficie del planeta, estos sistemas de fosas tectónicas nos permiten echar un vistazo al subsuelo. También muestran superficies en pendiente pronunciada que permiten los procesos activos que se han producido más recientemente.
Por ejemplo, la sonda Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA identificó torrenteras en algunas de las pendientes pronunciadas de Sirenum Fossae, a lo largo de simas y en los bordes de cráteres de impacto. Se está investigando qué material es el que horada los pequeños canales: en principio se pensó que estarían relacionados con flujos de agua, pero las últimas hipótesis apuntan a que el responsable sería el dióxido de carbono congelado estacional, o hielo seco, que fluiría hacia abajo.
Fuente:
Noticia de ESA, 17 noviembre 2017

Materia oscura: buscando explicaciones alternativas
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El experimento XENON1T busca materia oscura en el laboratorio del Gran Sasso (XENON Collaboration)
Los físicos se sienten cada vez mas frustrados en su búsqueda de la materia oscura, esa sustancia de difícil detección de la que se cree que comprende el 85% del universo material (materia normal + materia oscura). Equipos de investigadores que trabajan con los detectores más sensibles del mundo han informado de que no consiguen dar con ella. Y esta sequía persistente pone en entredicho los puntos de vista preferidos por los teóricos.
Los últimos resultados del experimento XENON1T, realizado en el Laboratorio Nacional del Gran Sasso, en Italia, que se publicaron el 30 de octubre, prolongan ese “volverse con las manos vacías” que caracteriza a la búsqueda de las partículas de la materia oscura desde hace 30 años. Un intento de un equipo chino de detectar esa elusiva forma de materia, cuyos resultados se publicaron el mismo día, se ha quedado también con las manos vacías. Los intentos en marcha con telescopios instalados en el espacio, así como los del CERN, el laboratorio europeo de física de partículas, tampoco han encontrado atisbo alguno de las partículas de la materia oscura.
Entre los físicos, hay una amplia aceptación de la existencia de la materia oscura desde la década de 1980, como explicación de que las galaxias permanezcan enteras, de que no se disgreguen pese a lo que cabría esperar de la cantidad de masa observable que contienen y la velocidad a la que giran. Supusieron que las rodean halos de invisible materia oscura, que las estabilizarían. Los físicos fueron estando más convencidos de esta idea cuando los modelos con materia oscura predijeron acertadamente las fluctuaciones detectadas en un eco observable del Big-Bang, el fondo cósmico de microondas.
Estas observaciones se convirtieron en la prueba más contundente a favor de una propuesta de los años 80: que la materia oscura podría estar formada por partículas con masa que interaccionan débilmente, o WIMP. La existencia de esas partículas concuerda con la forma en que los físicos creen que evolucionó el universo y con la proporción relativa de la materia. Además, las propiedades de las WIMP coincidirían con las predichas por una rama de la física de partículas llamada supersimetría.
La última tanda de resultados parece descartar las teorías supersimétricas más simples y elegantes, lo que arroja dudas de que esas partículas aún no detectadas sean la materia oscura. Si las teorías supersimetricas más simples ya no son viables, dicen los científicos, entonces es que cualquier partícula WIMP tendría que interaccionar con la materia más débilmente de lo que se había creído. No se llega a descartar totalmente el paradigma de las WIMP, pero sin lugar a dudas hay un cambio de tendencia. Los físicos abrazan cada vez con mayor frecuencia otras posibles explicaciones de la materia oscura.
Ha llevado décadas construir dispositivos experimentales capaces de detectar el minúsculo ritmo al que se creía que las WIMP interaccionan con la materia. Solo en los últimos diez años se han podido llegar a hacer experimentos, en alrededor de una docena de laboratorios, con el nivel de sensibilidad necesario para detectarlas. El detector más sensible es XENON1T, en el laboratorio del Gran Sasso, que busca los destellos de luz que se crearían si la materia oscura interaccionase con los átomos de un tanque de tres toneladas y media de xenón líquido extremadamente puro. Pero el equipo no encontró materia oscura en la primera tanda del experimento. Tampoco hubo ninguna señal en los datos reunidos durante los dos años de la segunda tanda del experimento chino PandaX, que se realiza en Jinping, provincia de Sichuan.
Las búsquedas en el espacio también han fracasado, y se desvanecen las esperanzas relacionadas con una señal de rayos gamma que en su momento resultó muy prometedora, una señal, captada por el telescopio Fermi, de la NASA, procedente del centro de la Vía Láctea: fuentes más corrientes parecen explicarla. Solo ha habido una comunicación importante sobre una detección de materia oscura, la de la colaboración DAMA, pero ningún grupo ha conseguido reproducir ese resultado, muy polémico, si bien están en marcha nuevos intentos de lograrlo.
Futuras generaciones de detectores basados en el mismo principio que XENON1T están ya en construcción. Se los necesitará para que los físicos cierren finalmente, si es que hay que cerrarla, la ventana de las WIMP. Pero la continua incomparecencia de las partículas está ya volviendo a los teóricos más abiertos de mente y ha permitido que ganen visibilidad otras teorías.
Teorías especulativas proponen que quizá la materia oscura consista en unas partículas exóticas, los “axiones”, algo así como una especie de extraños fotones con masa. Los teóricos están también intentando ver si la materia oscura acaso no interacciona en absoluto con las partículas conocidas, sino que exista en un “sector oscuro”.
La amenaza del rechazo de la hipótesis de las WIMP está siendo alentada también por los teóricos que piensan que la materia oscura misma no es más que un señuelo. Se vuelve a pedir mentes abiertas a nuevos enfoques, y a estudios de versiones modificadas de la gravedad que no tengan necesidad de la materia oscura. Sin embargo, aunque es cada vez más débil el apoyo a las WIMP, no se debilita la idea de la materia oscura en sí. Se confía en encontrarla, pero ahora parece que no vaya a ocurrir nunca, o que muy difícilmente acabe por ser así.
Fuentes:
Artículo en Investigación y Ciencia, 14 noviembre 2017
Artículo original en Physical Review Letters 119, 181301, 30 de octubre de 2017

Nueva propuesta para detectar materia oscura
Mientras tanto, hay una nueva propuesta para detectar materia oscura con el observatorio antártico “IceCube”.
Un trabajo argumenta que, con mayor estadística, el flujo de neutrinos extragalácticos que llega al detector de la Antártida podría revelar la concentración de materia oscura en el centro de la Vía Láctea.
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Imagen del laboratorio de detección de neutrinos IceCube, en la Antártida. IAN REES, ICECUBE – NSF
Una posibilidad que los expertos contemplan desde hace tiempo es que la materia oscura interaccione con los neutrinos, las partículas elementales más ligeras que se conocen, ya de por sí muy difíciles de detectar. Ahora, un trabajo firmado por Carlos A. Argüelles, del Instituto de Tecnología de Massachusetts, y otros investigadores ha propuesto un nuevo método para poner a prueba tales interacciones con “IceCube”, el gigantesco telescopio de neutrinos instalado en el Polo Sur. Los resultados se publican en Physical Review Letters.
Con un descomunal sistema de detección que ocupa un kilómetro cúbico bajo el hielo de la Antártida, IceCube fue diseñado para observar neutrinos procedentes del espacio. La idea de usarlo para buscar señales de materia oscura no es nueva, ya que, si la materia oscura emitiese neutrinos, IceCube debería detectar un flujo mayor de estas partículas, desde aquellas regiones donde se presume una mayor concentración de materia oscura, como el centro de la Vía Láctea.
Desde 2013, IceCube ha registrado más de 50 neutrinos cósmicos de alta energía. Sin embargo, estos no parecen proceder de ninguna dirección particular del cielo. Antes bien, todo apunta a que se trata de un flujo isotrópico de neutrinos extragalácticos. En el nuevo trabajo, Argüelles y sus colaboradores argumentan cómo aprovechar precisamente esa característica: si esos neutrinos interaccionasen con la materia oscura, una parte de ellos debería ser absorbida en el centro galáctico. Como consecuencia, el flujo de neutrinos cósmicos registrado por IceCube debería presentar un déficit de partículas en esa dirección del cielo.
La idea es “ver la sombra” del centro galáctico puesto que los neutrinos de alta energía serían absorbidos por la materia oscura y no nos llegarían, o llegarían en menor cantidad. Es una idea interesante que los datos actuales de IceCube no contradicen, pero que, dentro de la incertidumbre estadística actual, de momento tampoco corroboran.
En efecto, por el momento, la baja tasa en la detección de neutrinos cósmicos no permite extraer una conclusión firme. Sin embargo, un aumento en la observación de estas partículas de alta energía sí ayudaría a obtener nuevos límites sobre las interacciones entre neutrinos y materia oscura; límites que, según los investigadores, serían imposibles de alcanzar con los métodos cosmológicos actuales.
El análisis demuestra la versatilidad de los telescopios de neutrinos, instrumentos originalmente construidos para hacer astrofísica pero que se han mostrado capaces de abordar temas muy diversos.
Fuente:
Resumen en Investigación y Ciencia de 20 de noviembre 2017, de artículo de Physical Review Letters, vol. 119, art. 201801

Proxima Centauri, con anillos a su alrededor y, posiblemente, un planeta
El hallazgo podría indicar la existencia de un sistema planetario complejo en torno al astro, donde el año pasado ya se descubrió un planeta potencialmente habitable.
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Recreación artística de los anillos de polvo avistados en torno a Próxima Centauri. [ESO/M. Kornmesser]
Un equipo internacional de astrónomos ha obtenido indicios de la existencia de cinturones de polvo en torno a Próxima Centauri, la estrella más cercana al sistema solar. Aparte del interés que ya despierta este astro como consecuencia de su proximidad a la Tierra (se encuentra a tan solo cuatro años-luz de distancia), Próxima ganó fama el año pasado debido al hallazgo de Próxima b, un exoplaneta no mucho mayor que el nuestro situado en la “zona habitable” de la estrella: aquella en la que, en principio, la temperatura permitiría la existencia de agua líquida sobre la superficie de un planeta rocoso. El descubrimiento de anillos de polvo reviste importancia por cuanto podría indicar la existencia de un sistema planetario complejo, lo que significaría que Próxima b no estaría solo. El trabajo, firmado por Guillem Anglada, del Instituto de Astrofísica de Andalucía, y otra veintena de investigadores, ha sido aceptado para su publicación en The Astrophysical Journal Letters.
Próxima Centauri es una enana roja más pequeña y fría que el Sol, por lo que su zona habitable se encuentra mucho más cerca de ella de lo que la franja homóloga del sistema solar se halla del Sol. De hecho, Próxima b orbita a una distancia de unas 0,05 unidades astronómicas (UA) de su estrella anfitriona; es decir, en torno al 5 por ciento de la distancia que media entre el Sol y la Tierra.
Las últimas observaciones, efectuadas en longitudes de onda milimétricas con el observatorio ALMA, en Chile, han permitido confirmar la existencia de un cinturón de polvo frío (a unos 40 Kelvin, o 230 grados Celsius bajo cero) a una distancia de entre 1 y 4 UA. Según explican los investigadores, dicho cinturón podría ser un equivalente del cinturón de Kuiper, el enjambre de partículas de polvo y pequeños cuerpos que, en el sistema solar, orbitan más allá de Neptuno.
Al margen de este cinturón de polvo, las observaciones de ALMA han permitido obtener indicios preliminares de al menos dos estructuras más: un segundo cinturón de polvo mucho más frío y lejano (a unas 30 UA de Próxima Centauri), así como polvo templado a una distancia de unas 0,4 UA (una distancia similar a la que media entre Mercurio y el Sol). Todas estas estructuras se encuentran mucho más alejadas de la estrella que el planeta Próxima b, situado a pocos millones de kilómetros del astro y caracterizado por un período orbital de unos 11 días terrestres.
Se cree que los anillos de polvo como los observados ahora en Próxima Centauri se componen de material que, durante el proceso de formación planetaria, no se incorporó a objetos mayores, como los planetas. Las partículas de roca y hielo que los integran varían en tamaño, desde granos de polvo de menos de un milímetro hasta asteroides de varios kilómetros de diámetro.
Por último, los investigadores hablan en su artículo de la “detección marginal” de una fuente compacta situada a unas 1,6 UA de la estrella. En caso de que se trate de una verdadera fuente y no de un pico de ruido en la señal, los autores consideran varias posibilidades. De todas ellas, la más intrigante es que corresponda a un anillo de polvo en torno a un planeta gigante similar a Saturno y aún por descubrir. En principio, las futuras observaciones deberían poder confirmar o descartar esta posibilidad.
Fuente:
Comunicado de prensa del Observatorio Europeo Austral (ESO), eso1735, 3 noviembre 2017

Plutón es más frío de lo esperado por su neblina de hidrocarburos
La composición del gas de la atmósfera de un planeta determina generalmente cuánto calor queda atrapado en la atmósfera. Sin embargo, para el planeta enano Plutón, la temperatura pronosticada basada en la composición de su atmósfera es mucho más alta que las medidas reales tomadas por la nave espacial New Horizons de la NASA en 2015. Un nuevo estudio publicado en Nature propone un novedoso mecanismo de enfriamiento controlado por partículas de neblina para explicar la gélida atmósfera de Plutón.
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La temperatura de la atmósfera de Plutón es de sólo 70ºC sobre el cero absoluto. Fuente: NASA/JHU-APL/SwRI
Plutón es el primer cuerpo planetario que conocemos donde el presupuesto de energía atmosférica está dominado por partículas de neblina en fase sólida en lugar de por gases.
Estudios anteriores creían que la presencia de moléculas de gas, como cianuro de hidrógeno podría explicar el enfriamiento, pero según el nuevo artículo, el mecanismo de enfriamiento es debido a la absorción de calor por las partículas de neblina, que luego emiten radiación infrarroja, enfriando la atmósfera al irradiar energía al espacio. El resultado es una temperatura atmosférica de aproximadamente -203ºC, en lugar de los -173ºC previstos.
La clave de la diferencia es el tamaño de las partículas: las moléculas son menores de un nanómetro, mientras que las partículas de neblina serían de varios cientos de nanómetros. Eso implica que el gas y la neblina se comportan de muy distinto modo en la forma que absorben y re-emiten la energía del Sol. Las partículas de neblina se calientan y enfrían más eficientemente que las del gas.
La atmósfera de Plutón es casi toda nitrógeno, con pequeñas cantidades de metano. En la atmósfera superior, entre 500 y 1000 km sobre la superficie, la radiación solar desencadena reacciones químicas que transforman estos componentes en partículas de hidrocarburos sólidas. Estas partículas van descendiendo y a unos 350km sobre Plutón se unen con otras para producir cadenas largas, de modo que al llegar a los 200 km de altitud, las partículas se han transformado en gruesas capas de niebla, que fueron fotografiadas cubriendo Plutón por New Horizons. Finalmente acaban depositándose en la superficie. Los científicos creen que estas partículas de hidrocarburos están relacionadas con el material rojizo y marrón que se ve en las imágenes de la superficie de Plutón.
Según los investigadores, el exceso de radiación infrarroja de las partículas de neblina en la atmósfera de Plutón debería ser detectable por el Telescopio Espacial James Webb, permitiendo confirmar la hipótesis de su equipo tras el lanzamiento del telescopio planeado para 2019.
Los investigadores están interesados en estudiar los efectos de las partículas de neblina en el balance de energía atmosférica de otros cuerpos planetarios, como la luna de Neptuno, Tritón, y la luna de Saturno, Titán. Sus hallazgos también pueden ser relevantes para las investigaciones de exoplanetas con atmósferas difusas.
Fuente:
Nature News, doi:10.1038/nature.2017.22996 17 noviembre 2017

La gran abolladura del Geoide en el océano Índico
La irregular distribución de la materia dentro de la Tierra deforma lo que sería un elipsoide perfecto, si exceptuáramos los accidentes geográficos o las mareas. Parece haberse descubierto la causa concreta de la mayor desviación negativa con respecto a esa forma regular.
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El Geoide: el color azul indica una depresión con respecto al elipsoide terrestre ideal. La intensa mancha azul es la depresión del Índico de la que se habla en el texto. Fuente: ESA (Agencia Espacial Europea)
Espiada desde el espacio, nuestra Tierra parece más una patata abundante en bultos y oquedades que una esfera o un elipsoide liso y regular, aunque esos bultos u oquedades son muy, muy pequeños con respecto al radio de la Tierra. Si se abstraen los meros accidentes geográficos y las corrientes marinas y las mareas, la forma irregular resultante, el geoide, como se la llama, estaría modelada por la gravedad: en esa superficie, que reflejaría la desigual distribución de la materia dentro del planeta, el potencial gravitatorio sería siempre igual: el agua no correría por un acueducto siempre paralelo al geoide. El agua de fusión que sueltan en grandes cantidades los glaciares de Groenlandia, por ejemplo, hincha gravitatoriamente el océano Ártico, mientras que en el océano Índico, al sur de la India, se mide un considerable bache, el más profundo del geoide entero.
Hace mucho que se hacen conjeturas acerca del origen de esa depresión. Attreyee Ghosh, del Instituto Indio de la Ciencia, ha expuesto junto con sus colaboradores en Geophysical Research Letters una tesis al respecto. En el manto terrestre, bajo buena parte del Índico, hay claramente más materiales rocosos calientes y ligeros de lo que hasta ahora se había supuesto. Eso significa que allí abajo hay un déficit considerable de masa, y el déficit produce la depresión.
Esa burbuja tendría su origen en la roca parcialmente fundida del supersurtidor de magma existente bajo el este de África, que se está escindiendo de arriba abajo del resto del continente por el valle del Rift. Una parte del material fundido, según las mediciones, fluye bajo el océano Índico hacia el este, y por el sur de la India causaría el bache gravitatorio: la “depresión del geoide en el océano Índico”, u IOGL por su acrónimo en inglés. Si nos imaginamos la Tierra como una esfera perfecta, la IOGL coincidiría con una enorme abolladura de cien metros de profundidad.
La explicación que hasta ahora se daba de ese bache lo ligaba a las placas hundidas de corteza oceánica vieja y enfriada que se subsume lentamente en el manto de la Tierra, donde se iría fundiendo. Sin embargo, el análisis de las ondas sísmicas muestra que tiene que tratarse más bien de material rocoso caliente y ligero. Sobre la superficie terrestre no se percibe a simple vista nada: la región afectada es tan inmensa que ningún navegante podría caer en la cuenta del hundimiento.
Fuente:
Resumen de Investigación y Ciencia de 5 noviembre 2017 de artículo en Geophysical Research Letters

Dafne y la División Keeler
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La luna de Saturno, Dafne, mostrando las ondulaciones que provoca en la división Keeler de los anillos de Saturno. Fuente: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute
Esta imagen es de Dafne (Daphne oficialmente), una de las pequeñas lunas situadas entre los anillos de Saturno, surcando las olas mientras orbita el espacio entre las partículas heladas de los anillos. La imagen fue tomada por la misión internacional Cassini, que concluyó hace poco su increíble odisea de 13 años en el sistema saturniano.
Fotografías como esta, publicada por primera vez en febrero de 2017, ofrecen a los científicos una vista privilegiada de las complejas interacciones entre las lunas y los anillos del planeta, así como de las interacciones entre las propias partículas que conforman los anillos.
Dafne tan solo tiene 8 km de diámetro, pero su gravedad es lo bastante potente como para perturbar a las minúsculas partículas del anillo A que forman el límite del espacio entre anillos denominado División Keeler. A medida que la luna se desplaza por esta división, tanto en el plano horizontal como en el vertical se crean figuras en forma de onda.
Se aprecian tres crestas de tamaño decreciente, generadas tras el paso de Dafne. En cada una de ellas, la forma de la onda evoluciona debido a la colisión entre sí de las partículas del interior de las crestas.
Al acercarnos a la pequeña luna vemos un tenue filamento de material que casi parece haber sido arrancado por Dafne del anillo A.
Las imágenes de este fenómeno se capturaron en luz visible con el teleobjetivo de la cámara de Cassini a unos 28.000 km de distancia de Dafne. La escala es de 168 m/píxel.
Fuente:
Fotonoticia de ESA, 6 noviembre 2017

Planeta similar a la Tierra, orbitando enana roja, será nuestro futuro vecino
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Utilizado un instrumento único en su clase, el cazador de planetas HARPS de ESO, un equipo de investigadores ha realizado el descubrimiento de un planeta templado, del tamaño de la Tierra, a tan solo once años-luz del Sistema Solar. El nuevo mundo se ha designado como Ross 128 b y ahora es el segundo planeta templado más cercano tras Próxima b. También es el planeta más cercano descubierto que orbita alrededor de una estrella enana roja inactiva, lo cual puede aumentar las probabilidades de que se trate de un planeta que, potencialmente, pudiera albergar vida. Ross 128 b será un blanco perfecto para el ELT (Extremely Large Telescope) de ESO, que será capaz de buscar biomarcadores en su atmósfera.
Un equipo que trabaja con el instrumento HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher, buscador de planetas de alta precisión por velocidad radial) de ESO, instalado en el Observatorio La Silla, en Chile, ha descubierto que, alrededor de la estrella enana roja Ross 128, orbita un exoplaneta de baja masa cada 9,9 días. Se espera que este mundo del tamaño de la Tierra sea templado, con una temperatura superficial que también podría ser similar a la de la Tierra. Ross 128 es la estrella cercana “más tranquila” que alberga a un exoplaneta templado de este tipo.
El descubrimiento llega tras más de una década de seguimiento intensivo con el instrumento HARPS, junto con reducción de datos y técnicas de análisis de última tecnología. Solo HARPS ha demostrado tanta precisión y, quince años después del inicio de sus operaciones, sigue siendo el mejor instrumento de velocidad radial.
Pese a ser de las más comunes, las enanas rojas son uno de los tipos de estrella más frías y débiles del universo. Esto hace que sean muy buenos objetivos para la búsqueda de exoplanetas y por eso están siendo cada vez más estudiadas. En efecto, un planeta que orbita cerca de una estrella enana roja de baja masa tiene un mayor efecto gravitatorio sobre la estrella que un planeta similar en órbita más alejada alrededor de una estrella más masiva como el Sol. Como resultado, esta velocidad de “movimiento reflejo” resulta mucho más fácil de detectar. Sin embargo, el hecho de que las enanas rojas sean más débiles hace más difícil recoger suficiente señal para las medidas muy precisas que es necesario llevar a cabo.
Muchas estrellas enanas rojas, como Próxima Centauri, emiten llamaradas que, ocasionalmente, bañan de letal radiación ultravioleta y de rayos X a los planetas que las orbitan. Sin embargo, parece que Ross 128 es una estrella mucho más tranquila, de manera que sus planetas podrían ser la morada conocida más cercana para albergar vida.
Aunque actualmente está a once años-luz de la Tierra, Ross 128 se mueve hacia nosotros, y se espera que se convierta en nuestra vecina estelar más cercana en tan solo 79.000 años, un parpadeo en términos cósmicos. Para entonces, Próxima b será destronado y Ross 128 b pasará a ser el exoplaneta más cercano a la Tierra.
Con los datos de HARPS, el equipo descubrió que Ross 128 b orbita 20 veces más cerca de su estrella que la distancia a la que la Tierra orbita del Sol. A pesar de la proximidad a su estrella, Ross 128 b recibe sólo 1,38 veces más radiación que la Tierra. Como resultado, se estima que la temperatura de equilibrio de Ross 128 b se encuentran entre -60 y 20° C, gracias a la naturaleza débil y fría de su pequeña estrella enana roja, que tiene poco más que la mitad de la temperatura superficial del Sol. Mientras que los científicos involucrados en este descubrimiento consideran que Ross 128 b parece ser un planeta templado, sigue habiendo incertidumbre en cuanto a si el planeta se encuentra dentro, fuera, o en el umbral de la zona habitable, donde puede existir agua líquida en la superficie de un planeta.
Actualmente los astrónomos están detectando cada vez más exoplanetas templados y, la próxima etapa, será estudiar con más detalle sus atmósferas, su composición y su química. Será de vital importancia la posible detección de la presencia de biomarcadores en las atmósferas de los exoplanetas más cercanos, incluyendo el oxígeno. Con la construcción del ELT (Extremely Large Telescope) de ESO se podrá dar este gran paso, aunque esto sólo será posible en el caso de los pocos exoplanetas que están lo suficientemente cerca como para distinguirlos de sus estrellas por su resolución angular.
Las nuevas instalaciones de ESO jugarán un papel crítico, primero, en el censo de planetas de masa parecida a la de la Tierra favorables para su caracterización. En particular, NIRPS (Near Infra Red Planet Searcher), el brazo infrarrojo de HARPS, aumentará la eficiencia en la observación de enanas rojas, que emiten la mayor parte de su radiación en el infrarrojo. Y luego, el ELT proporcionará la oportunidad de observar y caracterizar gran parte de estos planetas.
Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1736es de 15 de Noviembre de 2017

Fuente Neofronteras

Entra en funcionamiento el nuevo espectrógrafo de ESO.

Entra en funcionamiento el nuevo espectrógrafo de ESO.
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Los primeros exoplanetas en ser detectados fueron planetas gaseosos gigantes. Fue así porque, con la tecnología de hace 20 años, sólo se podían detectar planetas muy masivos por el método de la velocidad radial.
El método de la velocidad radial se basa en que el planeta tira gravitatoriamente de su estrella, además de que esta haga otro tanto. Este tirón es más intenso cuanto mayor sea la masa del planeta. De este modo, la estrella se bambolea un poco según el planeta la orbita. Por tanto, aunque no veamos el planeta, sí podemos inferir su existencia a partir del movimiento que induce en su estrella.
El movimiento de la estrella se puede medir gracias al efecto Doppler, o, lo que es lo mismo, gracias al desplazamiento de las líneas espectrales que aparecen en el espectro que se toma de la estrella. De tal modo que, si apuntamos con un telescopio a la estrella y acoplamos a este un espectrómetro lo suficientemente preciso, podemos saber que hay un planeta, saber sus parámetros orbitales y estimar su masa.
Este método de la velocidad radial funciona mejor cuanto más de canto está la órbita del planeta respecto a nosotros, más cerca orbita el planeta de su estrella y, como hemos dicho antes, más masivo es el planeta respecto a su estrella.
El ESO tiene un par de espectómetros muy precisos con los que se han descubierto o confirmado muchos exoplanetas, en Chile y en las Islas canarias. A estos se les denominó HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) y HARPS-N (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher for the Northern hemisphere). Son instrumentos muy precisos que se mantienen en atmósfera y temperatura controlada, de tal modo que cuando se abre la puerta para labores de mantenimiento se necesitan muchas horas para poder volver a usarlos.
Con HARPS y espectrómetros similares se pueden medir velocidades radiales de 1 metro por segundo, es decir, la velocidad de un hombre andando. Esta precisión es suficiente para detectar muchos tipos de planetas, incluso planetas de tipo rocoso que orbiten estrella enanas rojas, que tienen poca masa. Para hacernos una idea, Júpiter mueve al Sol unos 13 m/s, mientras que la Tierra sólo lo consigue en 9 cm/s. Así que 1 m/s no era suficiente para detectar otros planetas interesantes, como, por ejemplo, un análogo a la Tierra en otro sistema planetario con una estrella similar al Sol. Es aquí en donde entra ESPRESSO (Echelle Spectrograph for Rocky Exoplanet and Stable Spectroscopic Observations).
Además de la pericia de los chicos de ESO para buscar buenos acrónimos, está la habilidad de construir un espectógrafo de este estilo que alcance la posibilidad de medir velocidades radiales de 10 centímetros por segundo o menos. Algo, absolutamente inaudito. ESPRESSO, que ya está instalado y ha observado su primera luz, detectará exoplanetas rocosos con una precisión sin precedentes gracias a esos minúsculos cambios en la luz de sus estrellas anfitrionas. Además, y por primera vez, será el primer instrumento de su tipo en poder combinar la luz de los cuatro telescopios VLT que el ESO tiene en Chile.
Para poder alcanzar esta precisión ha sido necesario mejorar la tecnología de los peines láser, que proporcionan un conjunto tupido de frecuencias de referencias precisas contra las que medir las observadas.
Lo malo de este método es que con él no se puede conocer el tamaño del exoplaneta, dada importante a la hora de saber su densidad y, por tanto, de si se trata de un planeta rocoso o uno gaseoso como Júpiter. El dato del tamaño se puede inferior por el método del tránsito, si es que el exoplaneta en cuestión transita según nuestra perspectiva.
ESPRESSO será capaz de detectar fácilmente supertierras alrededor de estrella como el Sol o incluso planetas como la Tierra en sistemas con estrellas un poco más ligeras que el Sol.
“Este éxito es el resultado del trabajo de muchas personas durante 10 años. ESPRESSO no sólo es la evolución de nuestros anteriores instrumentos, como HARPS. El que tenga una mayor resolución y una mayor precisión hace que sea revolucionario. Y, a diferencia de los anteriores instrumentos, puede explotar toda la capacidad colectora de luz del VLT, ya que puede utilizarse con los cuatro telescopios unitarios del VLT al mismo tiempo para simular un telescopio de 16 metros. ESPRESSO será insuperable durante, al menos, una década. ¡Ahora estoy deseando descubrir nuestro primer planeta rocoso!”, dice Francesco Pepe (Universidad de Ginebra, Suiza).
ESPRESSO, además de detectar planetas con una precisión si precedentes y medir sus atmósferas en caso de tránsito, será una de las herramienta más potente del mundo para comprobar si las constantes físicas de la naturaleza han cambiado a lo largo de la evolución del Universo. Algunas teorías predicen pequeños cambios en esas constante, pero, hasta ahora nunca se han observado de manera convincente.
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