sábado, 27 de febrero de 2010

Los campos magnéticos también controlan la formación de estrellas masivas

Un equipo de astrónomos, dirigido por el Dr. Wouter Vlemmings en la Universidad de Bonn, ha utilizado la red de radiotelescopios MERLIN centrada en el Observatorio de Jodrell Bank para mostrar que los campos magnéticos desempeñan un papel importante durante el nacimiento de las estrellas masivas. Los campos magnéticos son ya conocidos por su gran influencia en la formación de las estrellas de menor masa como nuestro Sol. Este nuevo estudio revela que las formas en que las estrellas de gran masa y baja masa se forman puede ser mucho más parecidas de lo que se había sospechado.

Impresión artística de la estrella joven y masiva Cepheus A HW2. El chorro fino y colimado se origina en el embrión de la estrella que se encuentra en el centro de la imagen, oculta en un disco de polvo que la rodea y en un disco más grande de gas. Las líneas blancas indican la estructura tridimensional del campo magnético a lo largo de la cual el material cae con lentitud en el disco en rotación. (Crédito: Tobias Maercker)

Las estrellas masivas, más de 8 veces la masa del Sol, son cruciales para la formación de otras estrellas, los planetas e incluso la vida. Aunque son raras, dominan el contenido y la evolución del material interestelar en la Galaxia y son responsables de la producción de elementos pesados como el hierro. Sin embargo, responder la pregunta de cómo se forman las estrellas masivas ha demostrado ser extremadamente difícil. El papel de los campos magnéticos en particular, ha sido un tema de gran debate. Muchos científicos pensaban que la radiación y las turbulencias serían los factores más dominantes, y por lo tanto su proceso de formación sería significativamente distinto a la de las estrellas menos masivas, como nuestro Sol.

"Mientras que los campos magnéticos se han observado en las nubes de hidrógeno molecular donde se forman las estrellas, las observaciones de cerca de estrellas masivas hasta ahora han sido escasas", explica Vlemmings. "Si la formación de estrellas masivas es similar a sus hermanas más pequeñas, deberíamos poder detectar los campos magnéticos intensos necesarios tanto para producir los chorros como para estabilizar sus discos asociados."

Por primera vez, Wouter Vlemmings y sus colaboradores han podido observar la estructura tridimensional del campo magnético alrededor del disco de la nueva formación masiva de estrellas (o protoestrella) Cepheus A HW2. A una distancia de 2300 años-luz del Sol, Cefeo A es una de las regiones más cercanas donde forman estrellas masivas y en observaciones anteriores de esta región se observa la presencia de un disco a partir de la cual el gas cae a HW2. En sus nuevas observaciones, los astrónomos han descubierto que el campo magnético es sorprendentemente regular e intenso, lo que implica que controla cómo la materia se transfiere a través del disco para alimentar a la estrella embrionaria de crecimiento.

"Nuestra nueva técnica nos permite por primera vez medir la estructura tridimensional del campo magnético alrededor de una protoestrella masiva. Podemos ver que su estructura es sorprendentemente similar a cómo pensamos que se ve el campo cuando se forman estrellas más pequeñas", añade el coautor Huib Jan van Langevelde, director del Joint Institute for Very Long BaseIine Interferometry in Europe (JIVE).

Para determinar la estructura del campo magnético, los investigadores utilizaron el sistema de radiotelescopios MERLIN para observar ondas de radio (con una longitud de onda de aproximadamente 5 cm) que son amplificadas por las moléculas de metanol. Estas moléculas de metanol, la forma más simple de alcohol, se encuentran en las regiones que rodean el disco masivo en torno HW2, que se extienden sobre una región de 10 veces el tamaño de nuestro sistema solar. Estas regiones se llaman máseres, porque amplifican la radiación de microondas de la misma manera que un láser amplifica la radiación de luz. A pesar de que un fuerte campo magnético produce sólo una huella muy débil en la señal de las moléculas de metanol, esta amplificación es lo suficientemente fuerte para hacer el nuevo trabajo posible.

Estas nuevas observaciones serán una piedra angular de uno de los primeros grandes proyectos del legado científico que se llevará a cabo con la nueva red e-MERLIN de radiotelescopios. e-Merlín es una importante actualización de la red MERLIN que la hizo 10 veces más sensible. El proyecto legado, de los cuales el Dr. Vlemmings es uno de los científicos principales, utilizará las capacidades únicas de la red actualizada para revelar tanto el campo magnético como las inmediaciones de muchas protoestrellas masivas de diferentes edades.

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New Horizons supera la mitad de distancia en su viaje a Plutón

Una sonda de la NASA que se dirige a toda velocidad nave en dirección a Plutón y sus lunas acaba de superar la mitad de la distancia en su largo viaje.

El pasado jueves 25 de febrero la sonda New Horizons superó los 2390 millones de km, el punto que marca la mitad del camino entre la Tierra y Plutón entre la Tierra y Plutón de New Horizons. La sonda fue lanzada en 2006 y se dará cita con el planeta enano Plutón en julio de 2015.

Esta imagen representa la represtación artística de la nave espacial New Horizons, que se acerca de Plutón y sus tres lunas en el verano de 2015. Crédito: Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory / Southwest Research Institute (JHUAPL / SwRI)

"De ahora en adelante, nos centraremos en el enfoque del encuentro con el sistema de Plutón," declaró Alan Stern, investigador principal de la misión del Southwest Research Institute en Boulder, Colorado. "La segunda mitad del viaje acaba de comenzar."

New Horizons es hasta ahora la misión más rápida de la NASA hacia otro mundo. New Horizons vuela hacia su objetivo a la impresionante velocidad de 58.000 km/. El proximo mes está previsto que cruce la órbita de Urano.

La nave se dirige a estudiar el planeta enano Plutón y sus tres lunas: Nix, Hidra y Caronte. New Horizons a diferencia de otras sondas no se detendrá en la órbita de Plutón.

Posición actual de la sonda New Horizons

Pero durante el sobrevuelo registrará observaciones detalladas y luego se sumergirá en el Cinturón de Kuiper en el límite del sistema solar para estudiar los objetos helados que acechan en este lejano reino.

La marca alcanzada el jueves es la última de una serie de hitos en misión New Horizons. En diciembre de De 2009, la sonda alcanzó el punto de ruta en que estaba a la misma distancia de Plutón y el Sol. El 20 de abril, la nave estará en el punto medio entre el sol y donde Plutón estará en 2015.

El 17 de octubre, la New Horizons habrá completado la mitad de tiempo de viaje de casi 10 años, en cuanto a tiempo de vuelo.

Plutón es un extraño descubierto hace 80 años por el astrónomo Clyde Tombaugh. En 2006, la Unión astronómica Internacional decidió degradarlo a la categoría de "planeta enano".

Las nuevas imágenes de Plutón publicadas a principios de este mes, y tomadas por el Telescopio Espacial Hubble revelaron que las estaciones de este mundo helado cambian su aspecto y afectan a su color.

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Evento de neutrinos en el Super-Kamiokande puede ayudar a resolver el misterio de la antimateria

Los físicos de partículas del Reino Unido que trabajan en el proyecto T2K multinacional, diseñado para detectar algunas de las partículas de menos comprendidas del universo, han ayudado rastrear su primer. La partícula recorrió 295 kilometros por debajo de Japón cruzando el país de este al oeste. Este evento podría arrojar más luz sobre el papel de los neutrinos en el universo primitivo. Incluso podría ayudar a responder preguntas sobre el misterio de por qué hay más materia que antimateria en el universo.

Esquema del viaje del neutrino desde el línea de haces de neutrinos en J-PARC, a través de los detectores cercanos (puntos amarillos) que se emplearon para determinar las propiedades del haz de neutrinos, hasta el super-Kamiokande, realizando un viaje subterráneo de 295 km por debajo de Japón. Crédito: colaboración T2K

T2K (Tokai a Kamioka), un experimento internacional encabezado por Japón y financiado en parte por el Science and Technology Facilities Council (STFC), del Reino Unido, fue construido para ayudar a comprender con una precisión sin precedentes las extrañas propiedades del desconcertante neutrino.

"Los neutrinos son las partículas fantasmas. Las más escurridizas de la física de partículas, explicó el portavoz del T2K Takashi Kobayashi."Los neutrinos vienen en tres variedades: llamadas neutrinos de electrón, neutrinos de muón y neutrinos tau, que antes se pensaba que no cambiaban. Este es un gran paso adelante, hemos estado trabajando duro durante más de 10 años para que esto suceda".

T2K es una nueva construcción en la instalación J-PARC en el pueblo de Tokai (al norte de Tokio)que comenzará ahora a tratar de tomar las mediciones de las oscilaciones de neutrinos que hasta ahora no pueden ser observados y que podrían causar una pequeña fracción de los neutrinos de muón que se cree que no cambian para convertirse en neutrinos de electrón en el momento en que llegan al Super detector gigante subterráneo Kamiokande al otro lado de Japón.

"Observar el nuevo tipo de oscilación abriría la posibilidad de comparar las oscilaciones de neutrinos y anti-neutrinos, que muchos teóricos creen que puede estar relacionadas con uno de los grandes misterios de la física fundamental: ¿Por qué hay más materia que antimateria en el universo?", comentó el profesor David Wark, del Imperial College de Londres y Laboratorio Rutherford Appleton del STFC, que es coportavoz de la colaboración internacional del experimento T2K: "¡La observación del primer neutrino significa que la caza ha comenzado!"

Los neutrinos sólo interactúan débilmente con la materia, los neutrinos pueden atravesar toda la Tierra con una pérdida muchísimo menor a la que presenta la intensidad de los rayos de luz al atravesar una ventana. La propia debilidad de sus interacciones permite a los físicos hacer predicciones muy precisas sobre como deberían comportarse.

"Las primeras mediciones del flujo de neutrinos procedentes de reacciones termonucleares que proporcionan la energía de nuestro Sol poder fueron una especie de shock, ya que fueron mucho menores de lo previsto", explicó el profesor Wark.

Una segunda anomalía fue claramente demostrado por Super-Kamiokande,fue cuando se puso de manifiesto que el flujo de los diferentes tipos de neutrinos generados en nuestra atmósfera por la interacción de los rayos cósmicos era diferente dependiendo de si los neutrinos venían de arriba o de abajo (algo que no debería haber sido posible, en nuestra comprensión de la física de partículas). Otros experimentos, como KamLAND (también desarrollado en Kamioka), el experimento americano-canadiense-británico ONS, y el experimento MINOS apoyado por el STFC, han demostrado de manera concluyente que estas anomalías son causadas por las oscilaciones de neutrinos, en el que un tipo de neutrino se transforma en otro.

Corte del detector Super-Kamiokande. Ek detector es un cilindro de 40 metros de diámetro y 40 m de alto lleno de agua ultrapura y rodeado por más de 10.000 fototubos de 50cm (PMTs), cada uno lo suficientemente sensible como para detectar un sólo foton. Crédito: Observatorio de Kamioka

Científicos del Reino Unido de 9 instituciones, que están entre los 508 físicos de 12 países implicados, han hecho una significativa contribución a la investigación, fabricando componentes muy importantes para el acelerador y para los detectores. El Reino Unido también está liderando el trabajo de software para el análisis del experimento y participando activamente utilizando los datos para explorar las propiedades de los neutrinos.

El profesor John Womersley, Director de Programas Científicos del STFC dijo: "El STFC se enorgullece de financiar un experimento que podría hacer contribuir de forma significativa que permita comprender estas esquivas partículas y por extensión todo lo que sabemos sobre la formación del universo".

Los primeros resultados científicos de este experimento, se esperan no se esperan en de pocos meses, sino que serán necesarios varios años antes de que se encuentre alguna respuesta definitiva.

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A la caza del Halley I

Hacia finales de los 70 existía un gran interés en visitar un cometa mediante alguna sonda de exploración. El canditato número 1 era el Halley, ya que su órbita era bien conocida y por su pequeña inclinación con el plano del sistema solar. La NASA por razones de presupuesto se retiró de un proyecto conjunto hacia 1980. Dejando la iniciativa y la responsabilidad en manos de europeos, rusos y japoneses. La Agencia Espacial Europea (ESA) nunca había enviado una sonda fuera de la Tierra y los japoneses tampoco tenían mucha experiencia. Los soviéticos montaron un equipo electrónico adicional en una dos sus sondas Venera dirigidas a Venus. El resultados fueron dos naves llamadas Vega 1 y 2.

La flotilla espacial entra en acción

En 1986 se obtuvo información de primera mano sobre el núcleo del cometa Halley. Ese año el cometa fue visitado por seis sondas espaciales, las citadas rusas Vega 1 y 2, dos japonesas (Suisei y Sakigake), una europea (Giotto) y una americana la ICE, que era un satélite reciclado de otra misión y que tuvo que ser lanzada desde las cercanías de la Tierra mediante complejas maniobras gravitatorias. La misión medio improvisada ICE fue el conejo que los norteamericanos se sacaron de la chistera en un año aciago por el desastre del Challenger.

Sonda Europea Giotto

Se coordinó la operación para que la armada espacial obtuviera datos de forma complementaria. La sonda Giotto realizaría un encuentro lo más cercano posible, aunque se sabía que dada la gran velocidad de las partículas de polvo que habrían de impactar fuertemente contra todos los componentes de la sonda, era un encuentro casi suicida.

Las sondas Vega tras su encuentro con Venus tendrían un encuentro algo menos cercano (10.000 km). Las tres naves citadas tenían cámaras, espectrómetros, detectores de partículas, detectores de viento solar, análisis de muestras y magnetómetros. Los japoneses se situaron en retaguardia con sus dos artilugios Sakigake y Suisei destinados a estudios de física de plasma, midiendo las interacciones del cometa con el viento solar con un éxito total.

Satélite nortemericano ISEE-3, después rebautizado como ICE

Los americanos heridos en su orgullo y sin presupuesto se inventaron una misión, sacando al satélite ISSE-3 de órbita terrestre y mandándolo en dirección a otro cometa periódico: el Giacobbini-Zinner. El 11 de septiembre de 1985 la NASA se apuntaba el tanto de ser los primeros en sobrevolar con éxito un cometa en la historia al pasar a tan sólo 7800 km del cometa. Esta nave aunque estaba hecha para otro propósito, la detección de radioondas, de plasma y el estudio de interacciones del viento solar fue rebautizada como ICE (International Cometary Explorer). Después de este encuentro se acercó algo al Halley para apoyar a las sondas japonesas. Fue esta una misión barata y apresurada. La misión ICE nave no contaba con un instrumental muy adecuado ni con videocámaras.

La nave ICE midió la interacción del cometa Giacobbini-Zinner con el viento solar detectando un arco de choque a 1.000.000 km del núcleo del cometa. En su máxima aproximación detectó dos lóbulos constituyentes de un campo magnético gemelos pero de polaridad magnética inversa entre ellos había una capa en la que la densidad del campo magnético era 0.

Continuación
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El avión espacial secreto de la Fuerza Aérea podrá permanecer 9 meses en órbita

Una nave militar secreta que se asemeja a una pequeña lanzadera espacial voló rumbo a Florida en la bodega de un avión de carga esta semana a someterse a un tratamiento final antes de su lanzamiento el próximo 19 de abril.

La nave espacial X-37B/OTV es sometida a las pruebas finales en Boeing. Crédito: Fuerza Aérea de los Estados Unidos

La Fuerza Aérea confirmó la fase crítica previa al importante vuelo en una respuesta a preguntas por escritas el jueves.

El avión espacial de 29 pies (8,8 metros) de largo, 15 pies (3,6 metros) de ancho en la prueba del vehículo orbital que llegó a Cabo Cañaveral, Florida, el lunes, de acuerdo a fuentes de la Fuerza Aérea. El avión espacial OTV fue construido en una instalación de Boeing, Phantom Works en el sur de California.

Gestionada por la Oficina de la Fuerza Aérea de Rápidas Capacidades, el programa OTV se mantiene en secreto, pero las autoridades militares de vez en cuando dan a conocer información sobre el avance del avión espacial.

"Ahora está siendo objeto de un tratamiento, que incluye la nave espacial de pago, el repostaje, y el encapsulado en los 5 metros de carenado del [cohete] Atlas 5", explicó un portavoz de la Fuerza Aérea.

El vehículo de 11.000 libras (5 toneladas) será lanzado dentro de la ojiva de un cohete Atlas 5. El despegue está fijado para el 10 pm EDT del 19 de abril.

La nave espacial reutilizable es más conocida como el X-37B. El diseño se basa en el demostrador orbital y de reentrada, inicialmente desarrollado por la NASA, y luego traspasado al Pentágono.
La versión de la NASA de la X-37 presentaba un equipo de bodega de carga de 7 pies de largo (2,1 metros) y 4 pies de diámetro (1,2 metros) para los experimentos y las cargas útiles de despliegue.

La Agencia de Proyectos Avanzados de Defensa completó una serie de pruebas de aproximación y aterrizaje en 2007 con el avión White Knight de Scaled Composites como nave nodriza.

Es fácil seguir la tumultuosa historia del X-37. La NASA otorgó el primer contrato del X-37 a Boeing en julio de 1999, y la agencia realizó una serie de pruebas atmosféricas de vuelo visibles en un modelo a escala del avión espacial en 2001. El X-37 comenzó su transformación desde una plataforma humana a una plataforma de tipo militar de ejecutar el proyecto cuando la NASA transfirió la responsabilidad de DARPA en septiembre de 2004, como consecuencia de nuevo enfoque de la agencia espacial en la exploración lunar.

Concepción artística del X-37B. Crédito: Boeing Phantom Works

Sin embargo, las cargas útiles específicas para el programa de la Fuerza Aérea OTV no son tan claras. Las autoridades han denegado peticiones de entrevista sobre el proyecto, y la información militar sólo llega a través de comunicados escritos.

La misión de la X-37B es "demostrar que es una plataforma fiable, reutilizable y no tripulada para ensayos en el espacio para la Fuerza Aérea de los Estados Unidos", explica la hoja de datos militares. "Los objetivos del programa OTV incluyen la experimentación en el espacio, la reducción de riesgos y el concepto de operaciones de desarrollo para tecnologías de vehículos espaciales reutilizables."

Al final de su misión, el X-37B encenderá su motor y descenderá desde la órbita, mediante navegación autónoma a través de una violenta reentrada desde 15.000 metros hacia la pista principal de la Base Aérea de Vandenberg, en California. La pista de la Base de Edwards es la pista reserva de aterrizaje.

La duración de la primera misión del avión espacial no se anuncia.

"The X-37B tiene la obligación de estar en órbita hasta 270 días", explicó el portavoz de la Fuerza Aérea. "La duración real de la primera misión dependerá del cumplimiento de los objetivos de la misión, que consiste en una verificación y una prueba de rendimiento de las características de los sistemas de la nave espacial".

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viernes, 26 de febrero de 2010

¿Por qué Titán tiene una atmósfera mucho más densa que Marte o Ganímedes?

Titán tiene una densa atmósfera cuya presión en de unas 1,6 veces la presión superficial de la atmósfera terrestre a nivel del mar, es casi 1000 veces más densa que la marciana, e infinitamente más densa que la de Ganímedes que es casi inexistente. Puede resultar un tanto extraño como un mundo de poco más de 5000 km de diámetro, con una gravedad, densidad y masa bajas tenga una atmósfera más densa que la Tierra y sin embargo cuerpos similares o mayores hasta carecen por completo de ella.

Pero no siempre fueron las cosas así, en el pasado Marte tuvo una atmósfera bastante más densa que permitió la existencia de agua líquida. Por razones que todavía deben investigarse más Marte ha ido perdiendo su manto gaseoso con el tiempo, la misión MAVEN estudiará detenidamente este asunto dentro de unos años. Pero lo que parece claro es que la ausencia de campo magnético en Marte o la pérdida de éste ha expuesto a su atmósfera a la erosión por el viento solar, hasta llegar al momento actual en que la atmósfera marciana ha quedado reducida casi hasta la nada.

La razón por la que Titán ha conservado una atmósfera tan densa continúa siendo un misterio

Pero Titán tampoco tiene un campo magnético detectable ¿cómo es entonces que Titán no ha pasado por un proceso similar?

En primer lugar se encuentra mucho más lejos que Marte, sufriendo una intensidad del viento solar decenas inferior a la de Marte por unidad de área esto es lo suficiente como para que los elementos y compuestos volátiles de los mundos terrestres tiendan a acumularse en las 3 fases (sólido, líquido y gas). Además la superficie de Titán está a una temperatura muy baja (-179º C). Por lo tanto la fracción de masa de estas sustancias que pueden ser constituyentes de su atmósfera son mucho mayores en la Titán que en la Tierra.

De hecho los actuales modelos sugieren que sólo el 70% de la masa de Titán son silicatos mientras que el resto son varios tipos de hielos: agua (H2O), hidratos de amoníaco (NH3-H2O). El amoníaco (NH-3), que puede ser la fuente original del actual componente gas nitrógeno (N2) de la atmósfera de Titán, puede constituir hasta un 8% de la masa combinada del amoníaco y el agua.

Diagrama que describe la erosión de la atmósfera marciana por acción del viento solar

Gran parte de su atmósfera original parece haberse perdido en las eras geológicas. Pero puesto que Titán comenzó su historia con una reserva mayor de volátiles que la Tierra o Marte, la presión atmosférica puede mantenerse alta. Es posible que la mayoría de la pérdida atmosférica de Titán se perdió durante los primeros momentos de acreción, mediante el escape altamente energético de los átomos ligeros que transportaban una gran parte de la atmósfera (escape hidrodinámico). Este proceso podría haberse producido por el calor y los efectos de fotólisis del Sol primitivo debido a su mayor producción de rayos-X y fotones del ultravioleta extremo.

Realmente no sabemos por qué sólo Titán tiene una atmósfera densa, mientras que los satélites Ganímedes y Calixto no la tienen. Las temperaturas pueden haber sido demasiado altas mucho más de 40 Kelvin en la subnebulosa joviana debido a la mayor liberación de energía potencial gravitacional, una mayor masa y una mayor proximidad al Sol, reduciendo grandemente la reserva de hidratos de amoníaco acretada por Calixto o Ganímedes. Las atmósferas resultantes de nitrógeno molecular (N2) pueden haber sido demasiado tenues para sobrevivir los efectos de erosión atmosférica que Titán ha soportado.

Igualmente los impactos de cometas han podido liberar más energía en Calixto y Ganímedes que en Titán debido al mayor campo gravitatorio de Júpiter. Las superiores energías pudieron erosionar las atmósferas de Calixto y Ganímedes, mientras que el aporte de material cometario formaría la atmósfera de Titán. Sin embargo las proporciones deuterio/hidrógeno observadas sugieren que los cometas han sido probablemente un aporte minoritario de la atmósfera de Titán.

Como en Marte, el campo magnético generado por Titán es despreciable y quizá inexistente. Además, la velocidad relativa de Titán en el campo magnético de Saturno en realidad aceleraría las reacciones dentro de la atmósfera de Titán, en lugar de preservar a la atmósfera de la erosión del viento solar.

Resumiento existen tres factores claros que han podido ayudar a preservar la atmósfera de Titán con respecto a la de Ganímedes o Marte.

  1. La mayor lejanía del Sol implica una menor temperatura, temperaturas bajas significan velocidades de los gases bajas que se mantienen por encima de un valor crítico llamado velocidad de fuga, a partir del cual escapan libremente al espacio.
  2. La Mayor lejanía del Sol de Titán (2 veces más que Ganímedes y 6 más que Marte) implican una actividad del viento solar mucho menor con lo que su capacidad de erosión está fuertemente disminuida aunque continúa existiendo.
  3. El tercer factor es que una menor radiación solar que reduce reacciones de fotólisis que provocan que la molécula se rompa en radicales más ligeros y que éstos puedan escapar al ser más ligeros (y por tanto más rápidos).

Es razonable pensar que algún proceso geológico en el interior de Titán haya podido reponer la atmósfera perdida. El nitrógeno y el metano ha podido ser liberado de los clatratos, un tipo de hielo que encierra gases como en una trampa.

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VASIMR: uno de las columnas del nuevo rumbo de la NASA

Franklin Chang-Diaz, antiguo astronauta y físico del Massachusetts Institute of Technology (MIT), dice que llegar a Marte será mucho más rápido usando su cohete de alta tecnología VASIMR, actualmente en vías de ser lanzado al espacio después de décadas de desarrollo.

El Cohete Magnetoplásmico de Impulso Específico Variable o VASIMR es una pieza central en la estrategia futura de la NASA en lo que respecta a la ayuda que pueden aportar las compañías privadas a los astronómicos costos de la exploración espacial.

Las esperanzas están puestas en compañías como Ad Astra Rocket Company de Chang-Díaz.

No solamente el VASIMR es la mejor apuesta para los nuevos vuelos tripulados de la NASA y el viaje a Marte, sino que las misiones robóticas a cualquier lugar del sistema solar llegarán en tiempos mucho más cortos y serán posible misiones que ahora no se plantean

"En los primeros días del proyecto el apoyo de la NASA al proyecto era mínimo puesto que la agencia no estaba tan interesada en el uso de tecnologías avanzadas como ahora", declaró Chang-Diaz a AFP.

La NASA en cambio estaba centrada en la serie de misiones Apolo que llevaron hombres a la Luna por primera y última vez.

"Estaban deslumbrados por los días del Apolo y vivieron en la era Apolo durante 40 años, y sencillamente olvidaron desarrollar algo enteramente nuevo", añadió Díaz,

Chang-Díaz de 60 años, espera que algo distinto a un cohete de propulsión química efectuará un día un vuelo tripulado a Marte, el santo Grial de los Apolófilos.

El cohete de Chang-Díaz utiliza electricidad para transformar un combustible (probablemente hidrógeno, helio o deuterio) en gas muy caliente (plasma) a 11 millones de grados Celsius. El plasma será entonces canalizado por unas tuberías de escape usando campos magnéticos para propulsar la nave.

Esto enviaría un transbordador a la Luna o Marte a velocidades más rápidas que nunca hasta alcanzar 55 km/s hasta llegar un punto en que los motores sean invertidos para frenar.

Chang-Diaz, un veterano con 7 misiones del transbordador a sus espaldas, afirma que esta rápida aceleración es lo suficiente como para permitir viajes a Marte en tan sólo 39 días, en lugar de los tres años estimados de viaje (incluyendo una estancia forzada de 18 meses en el planeta rojo), mientras la tripulación espera que la Tierra vuelva a tenga una alineación favorable para el regreso.

La distancia entre la Tierra y Marte varía entre 56 y 400 millones de km, dependiendo de sus posiciones orbitales respectivas.

El uso del combustible ionizado podría tener un beneficio extra como es ayudar a crear un campo magnético alrededor de la nave que crearía un escudo que protegería contra la radiación.

Ya se han construido y probado versiones a pequeñas escala de la nave VASIMR en cámaras de vacío en el marco de un acuerdo con la NASA.

El siguiente gran paso, según Chang-Díaz, será su despliegue orbital a finales de 2013 de una nave que use un prototipo del motor VASIMR, el VX-200.

Existen conversaciones en curso con las compañías espaciales SpaceX y Orbital Science Corp. para hacer esto una realidad.

A pesar de los obstáculos que quedan por delante Chang-Díaz ve el potencial de un vasto mercado para su tecnología, como son la reparación de satélites o el lanzamiento de misiones robóticas y comerciales a Marte.

Su cohete puede lanzar a la NASA a una nueva dimensión de la exploración espacial comercial.

Fuente original AFP
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Primer paso para la actualización de la Red de Espacio Profundo de la NASA

Funcionarios de la NASA en Canberra, Australia, dieron el disparo de salida para la construcción de una nueva antena de creación de la campaña para mejorar la Red de Espacio Profundo o Deep Space Communications Network (DSN) el pasado miércoles.

Siguiendo las recomendaciones de un estudio independiente, la NASA se embarcó en un ambicioso proyecto para reemplazar su envejecida red de gigantescas antenas de 70 metros de ancho, con parábolas de nueva generación de 34 metros de antenas para 2025.

La antena de 70 metros de Robledo de Chavela en Madrid es utilizada para el seguimiento de múltiples misiones de exploración del sistema solar y es una de las tres grandes antenas sobre la que se asienta la actual Red de Espacio Profundo (DSN). Por esta antena han pasado increíbles descubrimientos realizados en lugares remotos del sistema solar. La corriente de datos creciente de la pléyade de misiones hace necesaria una actualización en la red.

Las tres antenas de 70-metros, están situadas en el complejo de la NASA Deep Space Network en Goldstone, California, Madrid (España) y en Canberra (Australia) con más de 40 años de edad y después de evidenciar el desgaste natural por su uso constante.

Las nuevas antenas, conocidas como antenas "beam wave guide" o de "guía por haz de ondas", puede ser utilizarse de forma más flexible, permitiendo a la red funcionar en varias bandas de frecuencias diferentes en la misma antena. Sus equipos electrónicos son más accesible, facilitando un mantenimiento menos costoso. Las nuevas antenas también pueden recibir frecuencias más altas, así como señales de ancho de banda más amplio conocido como la "banda Ka". Esta banda, necesaria para las nuevas misiones de la NASA aprobadas después de 2009, permite que las nuevas antenas retornen más datos que las viejas.

En la primera fase del proyecto, cerca de Canberra, la NASA espera completar la construcción de hasta tres antenas de 34 metros en 2018. La decisión de iniciar la construcción llegó en el 50 aniversario del inicio de la cooperación en el rastreo espacial entre Estados Unidos y Australia.
"No existe mejor forma de celebrar nuestros 50 años de cooperación y asociación en la exploración de los cielos con el gobierno de Australia que nuestro compromiso renovado y la inversión en nuevas instalaciones necesarias para las próximas cinco décadas", declaró Badri Younes, Administrador Asociado Adjunto para el Espacio para navegación y comunicaciones espaciales de la sede de la NASA en Washington.

Space Communications and Navigation es responsable de gestionar todas las comunicaciones espaciales de la NASA y los recursos para navegación y su funcionamiento. El Jet Propulsion Laboratory (JPL) de la NASA en Pasadena, California, dirige la agencia de la Red de Espacio Profundo, un componente importante de los recursos espaciales de la agencia de comunicaciones.

El objetivo de la NASA es el de integrar todos los recursos de comunicaciones de la NASA en una red unificada, mucho más capaz. La Commonwealth Scientific and Industrial Research Organization de Australia de Investigación Científica e Industrial Organización administra el complejo de comunicaciones en los alrededores de Canberra para la NASA.

Para obtener más información acerca de la Red de Espacio Profundo (DSN), visita:

http://deepspace.jpl.nasa.gov

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¿Es Julio más caliente que Enero porque estamos más cerca del Sol?

La creencia popular dice que en verano hace más calor porque estamos más cerca del Sol. Pero esto es absolutamente falso, de hecho, la Tierra alcanza su perihelio (el punto más cercano al Sol en su órbita) a comienzos de enero, y su afelio (el punto más alejado) a comienzos de julio.

La órbita de la Tierra es una elipse, ligeramente excéntrica, de forma que entre el punto más cercano de la órbita y el más lejanos hay una diferencia de unos 5 millones de kilómetros, es decir un 3,3%, esto supone una diferencia en el calor recibido por la Tierra de casi un 7%. Si nos basamos únicamente en este factor pensaríamos que el hemisferio norte tendría un invierno cálido y un verano frío, pero todos sabemos que esto no es cierto.



Sin embargo, consideremos las estaciones. Lo que marca las estaciones no es la cercanía al Sol, sino la inclinación del eje de rotación de la Tierra (23,5°), que provoca que determinadas regiones de nuestro planeta estén mejor o peor orientadas al el Sol que otras a lo largo del año. El verano del hemisferio norte coincide cuando esta parte del planeta está orientada hacia el Sol, de forma que el sol aparece alto en el cielo y además los días son más largos. Este es el factor clave que determina los períodos fríos y cálidos en la Tierra.

Sucede también algo curioso, puesto que los grandes continentes son dominantes en el hemisferio norte, lo que provoca que los inviernos sean más fríos y los veranos más calientes que en el hemisferio sur. La Tierra se calienta y se enfría con mayor facilidad que el agua. Por en el contrario, en el hemisferio sur los océanos tienen una presencia dominante, lo que modera las temperaturas, y ayuda a que los inviernos sean algo más suaves y los veranos algo más frescos.

También existe algo sobre lo que pensar: en el hemisferio norte, cuando hablamos de "olas de frío polar" durante el invierno, el aire frío procede del aire que viene desde Canadá o Siberia, que es donde surgen masas de aire muy frío. Sin embargo, consideremos en que en el hemisferio sur no existen grandes regiones de tierras similares a las del norte, donde pueda producirse una ola de aire frío.

La creencia popular de que el Sol está más lejos de la Tierra en invierno es falsa

Aunque es cierto que existen unas algunas pequeñas asimetrías. Cuando comparamos las temperaturas del polo norte contra las del polo sur, el polo sur gana en frío, puesto que la Antártida es una masa continental, mientras que el polo Norte está enclavado en un océano, con apenas algunas masas de tierra.

Además, la Antártida está completamente rodeada por agua, por lo que cualquier aire gélido que pudiera originarse ahí cambia enormemente al viajar hacia a Australia, Sudáfrica o Sudamérica, y atravesar el océano.

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La materia oscura podría ser descubierta aquí en la Tierra

Los científicos están tras la pista de una de las sustancias más escurridizas de la naturaleza: la misteriosa materia oscura que se cree constituye la mayor parte de la materia del universo. Muchos científicos creen que la materia oscura pudiera estar ocultándose delante de nuestras narices aquí en la Tierra.

La materia oscura es especialmente difícil de encontrar debido a su naturaleza "oscura". De hecho, los científicos no saben qué es. Pero no emite ni refleja luz, por lo que los telescopios más potentes no tienen ninguna esperanza de detectarla directamente. Se ha creído en su existencia desde la década de los 70, por observaciones basadas en los efectos gravitatorios a gran escala, entre las galaxias. La materia ordinaria no puede explicar efectos gravitatorios tan grandes.

Parte de la materia oscura del universo se encontró acumulada en cúmulo realmente muy pequeñ de galaxias cercanas que los investigadores denominaron "galaxias hobbit". Cada una contiene sólo unas pocas estrellas, pero tiene una masa unas 100 veces mayor de lo que cabría esperar contando únicamente con la masa de sus estrellas solo. La presencia de la sustancia oculta, ses delatada por sus efectos gravitacionales, el material podría ser la materiaq invisible llamada materia oscura. Crédito : NASA, ESA, R. Massey (Caltech),

La materia oscura tampoco interactúa frecuentemente con la materia ordinaria, según creen los científicos. Una idea es que pueda atravesar la Tierra, nuestras casas o nuestros cuerpos sin ser perturbada.

Algunos científicos están realizando búsquedas subterráneas con esperanza de captar aunque sea sólo unas pocas partículas, en los raros eventos de interacción con una particula de materia ordinaria.

"Estas partículas están fluyendo a través de nosotros, y muy de vez en cuando hay una interacción", explicó Angela Reisseter de la Universidad de Minnesota, miembro de un proyecto llamado Cryogenic Dark Matter Search (CDMS). Reisseter habló así este mes en la reunión del Sociedad Física Americana en Washington DC.

En un número reciente de la revista Science Express, Reisseter y sus colegas informaron del hallazgo de dos posibles eventos sospechosos de ser impactos de materia oscura en sus detectores.

"Nuestros resultados anteriores negaban esta posibilidad una y otra vez" explicó Reisseter. "Este es nuestro un primer quizás, esto es todo lo que tenemos."

CDMS está enterrado en una mina que en Minnesota a una profundidad de 700 m, protegido por roca, plástico, plomo cobre y otros materiales diseñados para evitar que llegue a los experimentos cualquier cosa excepto materia oscura. De esta forma pueden descartarse los rayos cósmicos y otras partículas que podrían confundirse con partículas de materia oscura.

Los propios detectores son básicamente pequeños bloques en forma de disco de hockey de los elementos silicio y germanio. Si el núcleo de un átomo de estos elementos resulta ser impactado por una partícula de materia oscura, provoca una señal en el detector.

Sin embargo, los investigadores no pueden estar completamente seguros de que en las dos señales que midieron fueran debidas a la materia oscura y no a otro tipo de partículas, lo que sería "ruido de fondo". Tener dos señales es muy poco para estar seguros de algo, que explicaron los investigadores, puesto que sus cálculos predijeron un evento falso "de fondo".

"Si tenemos un nuevo evento, diríamos que es un evento de fondo. Pero si tuviéramos tres diríamos que es una señal" explicó Reisseter. "No podemos llamarlo ruido de fondo pero tampoco podemos llamarlo señal".

El equipo del CDMS pretende que su experimento siga funcionando con unos niveles de sensibilidad mayores, con la esperanza de que esto pueda descubrirse una señal consistente.

Otros intentos para rastrear materia oscura en la Tierra se enfocan en los poderosos aceleradores de partículas, que consiguen que las partículas subatómicas que acerquen mucho a la velocidad de la luz para después colisionar, se tiene la esperanza de que mediante colisiones de energía increíblemente altas puedan crearse partículas exóticas, incluyendo la materia oscura.

Pero incluso con estos poderosos colisionadores de partículas, hasta ahora no ha sido detectado ningún indicio de materia oscura.

El cúmulo de galaxias 1E 0657-56 (conocido como el Cúmulo Bala) está a 3800 millones de años-luz de distancia. Los científicos pueden medir la influencia invisible de la materia oscura mediante el estudio de grupos como este. Crédito: NASA / STScI / Magellan / U.Arizona / D.Clowe et al.

"¿Tendríamos que preguntarnos por qué esto no ha sucedido?" Se pregunta Sarah Eno de la Universidad de Maryland. "¿Por qué la partícula que constituye la mayor parte de la materia del universo no ha sido observada jamás en nuestros aceleradores?"

Una razón podría ser que sencillamente no sean lo suficientemente potentes. Los científicos no están seguros de la masa de estas partículas de materia oscura, y en algunos casos se requieren energías extremadamente altas para producirlas en el laboratorio. O tal vez podrían ser imposibles de encontrar en ningún acelerador.

"No tenemos hechos que nos indiquen que la partícula de materia oscura sea una partícula que seamos capaces de producir y detectar", añadió Eno.

Nuestra mejor esperanza podría ser un nuevo acelerador de partículas: el Large Hadron Collider (LHC) situado cerca de Ginebra en Suiza, el acelerador más grande construido jamás. El LHC ha comenzado a funcionar recientemente, pero todavía no está funcionando a su máxima capacidad. Cuando lo haga, muchos esperarán que la materia oscura sea detectada finalmente.

"Ahora que tenemos esta nueva máquina podría ser que tengamos la suficiente energía para producir esta partícula de materia oscura y verla en nuestras colisiones", concluyó Eno, miembro del equipo del experimento Compact Muon Solenoid experiment en el LHC.

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Grupo de antiguas galaxias disfruta de su segunda juventud

El Telescopio Espacial Hubble ha tomado imágenes de cuatro galaxias en trayectoria de colisión unas con otras, revelando que estas espirales enanas tienen un aspecto curiosamente joven y parecen haber permanecido sin cambios durante 10.000 millones de años.

Las cuatro galaxias (dos de las cuales ya se están fusionando, junto con otra de perfil, y otra de cara) forman parte del Grupo Compacto Hickson 31, que está a 166 millones de años-luz de distancia. Cada galaxia tiene unos pero entendí el años-luz de diámetro, y todas ellas están en un espacio de 75.000 años-luz. Esto podría parecer una enorme distancia, pero en realidad todas ellas podrían caber en el espacio que ocupa nuestra Galaxia de la Vía Láctea.

Hickson 31, muestra dos galaxias fusionando se a la izquierda, junto con una galaxia de perfil justo arriba de ellas, y una cuarta galaxia vista de cara en la parte inferior derecha. El objeto brillante en el centro de la imagen es una estrella de fondo, también puede verse una galaxia espiral de fondo en el extremo izquierdo de la imagen. Crédito: NASA/ESA/J English (Universidad de Manitoba)/Hubble Heritage Team (STScI/AURA).


Aunque son pequeñas, estas cuatro galaxias juntas contienen cinco veces más hidrógeno que nuestra propia Galaxia. Este gas primordial, ha permanecido inalterado desde la formación de estas galaxias enanas, pero las mareas gravitacionales que están surgiendo mientras que las galaxias se aproximan unas a otras están agitando este gas, provocando enormes brotes de formación estelar que se manifiestan en forma de gigantescos cúmulos, cada uno de unas 100.000 estrellas.

"El Hubble tiene la capacidad de resolver estos cúmulos individualmente, lo que nos permite datarlos", explica la doctora Sarah Gallagher de la Universidad de Western, Canadá, que dirigió las observaciones del Hubble. Al añadir datos infrarrojos del Telescopio Espacial Spitzer, y datos ultravioletas de los satélites Swift y Galaxy Evolution Explorer (GALEX) ambos de la NASA, Gallagher pudo determinar que estos cúmulos tienen menos de 10 millones de años de edad y están llenos de jóvenes estrellas azules y masivas. Las galaxias que componen Hickson 31 tienen un aspecto muy joven, de galaxias recién formadas, sin embargo, el Hubble ha revelado también un conjunto de cúmulos globulares es unos 10.000 millones de años de edad, lo que muestra que estas galaxias son en realidad bastante antiguas. ¿Entonces qué es lo que les ha sucedido a estas galaxias durante los últimos 10.000 millones de años?

La respuesta es, más bien poco. Según Gallagher, estas galaxias pueden haber habitado en una región tranquila de baja densidad en el universo, y esta puede ser la primera vez en su larga historia, en la que se hayan encontrado con otras galaxias. Estas galaxias se mueven unas en relación a otras con unas velocidades de 60 km/segundo, manteniendo una formación. Parece que la diversión ha llegado a estas galaxias justo al final de sus vidas.

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Programa informático simula un agujero negro



Un nuevo programa interactivo revela la espectacular vista que tendríamos si nos atreviésemos a viajar por las proximidades de un agujero negro. Esto muestra como la gravedad extrema del agujero negro parece estrujar las constelaciones y estrellas, haciéndolas girar alrededor de él como si fuese de una gigantesca lavadora negra.

Los creadores del programa dicen que podría ser una excelente herramienta para que la gente se familiarice con las extrañas formas que tienen los agujeros negros para curvar la nunca. "Es útil para que la gente juegue con los parámetros para estudiar por ejemplo, como un agujero negro puede distorsionar la constelación de Orión" explica Thomas Müller, de la Universidad de Stuttgart en Alemania.

Un agujero negro se forma cuando una estrella masiva explotó al final de su vida, el núcleo se colapsa hasta un punto en el que adquiere una enorme densidad y fuerza gravitacional. Incluso si nos hallamos a una distancia segura del agujero negro, su gravedad puede distorsionar las posiciones aparentes de las estrellas de fondo, en un efecto llamado de lente gravitacional.

El pasado año, científicos de la Universidad de Colorado demostraron lo que podría haberse si cayésemos en un agujero negro.

Ahora Müller y su colega Daniel Weiskopf de la misma universidad han ido más lejos, creando un programa a que permite alterar varias variables para realizar una visita virtual al entorno de un agujero negro.

El programa incorpora las posiciones reales de unas 118.000 estrellas cartografíadas por el satélite Hipparcos de la Agencia Espacial Europea. Los usuarios pueden escoger su distancia al agujero negro, orbitarlo o zambullirse en su interior.

En el comienzo de cada visita, vemos el círculo negro del agujero que nos marca su horizonte de sucesos: el límite a partir del cual nada puede escapar, ni siquiera la luz. La luz de las estrellas de fondo se distorsiona mientras pasa cerca del horizonte de sucesos.

Esta simulación muestra la vista que tendríamos al fornicar un agujero negro aún radio cinco veces mayor que su horizonte de sucesos. En el fondo vemos como la constelación de Orión como se mueve hacia el agujero negro desde la derecha, que resulta estirada y gira alrededor de él.

"La constelación se aproxima al agujero negro, y vemos estrellas conocidas como Betelgeuse (que marca el hombro izquierdo de Orión) aparecer duplicadas, viéndose tanto a la izquierda como a la derecha del agujero negro", explicó Müller. "Es como si el agujero negro fueron un espejo."

Además de actuar como una lente gravitacional, el simulador demuestra cómo el color de las estrellas cambia cerca de un agujero negro. La intensa gravedad produce que las estrellas de fondo aparezcan en un tono más rojizo, puesto que, parte de la energía de los fotones que pasan cerca del único punto de sucesos; los fotones se estiran hasta longitudes de onda más largas desplazadas hacia el rojo que mientras "trepan" el pozo gravitacional.

Pero este efecto está contrarrestado por nuestra velocidad cuando caemos en caída libre hacia el agujero negro, viajando a casi la velocidad de la luz, las estrellas del agujero negro se vuelven más azules debido al efecto Doppler. En una simulación que imitando esta caída libre, la luz del universo entero parece concentrarse en un anillo brillante, una vez que se alcanza la mitad del agujero negro.

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Sistemas de propulsión para viajar más lejos en el espacio y 11

10. Cohetes de antimateria

Una idea para propulsar naves a grandes velocidades en el espacio es el uso de antimateria.

La colisión de partículas y antipartículas es el proceso más energético del universo, bastante más que las reacciones de fusión nuclear. En teoría unos pocos gramos de antimateria serían suficientes para un viaje interestelar.

Sin embargo, en nuestro universo no observamos fácilmente antimateria, entre otras cosas porque casi instantáneamente chocaría con la omnipresente materia aniquilándose en un poderoso estallido de rayos gamma.

La antimateria en la naturaleza fue descubierta por el físico norteamericano Carl Anderson en 1933. Anderson detectó antiprotones en los rayos cósmicos, pero no fue hasta 1955 cuando los científicos pudieron crear antimateria por primera vez en el laboratorio.

Es posible generar antimateria en los aceleradores de partículas en nuestro planeta. Sin embargo, la realidad hasta ahora es que en estas instalaciones la vida de estas antipartículas es cortísima puesto que colisionan rápidamente con partículas de materia. Además el costo de tan sólo un miligramo sería prohibitivo, se estima entre 10.000 a 15.000 millones de dólares.

Otro importante problema sería cómo almacenar la antimateria. Esto podría hacerse en trampas de confinamiento magnético, en las que debería existir un vacío perfecto y la existencia de campos magnéticos que retuvieran las partículas y evitasen que colisionaran con las paredes de materia del depósito. Esto sólo podría ser válido para partículas cargadas como el antiprotón o el positrón, por ejemplo. Sin embargo, sería inútil para antipartículas neutras como es el caso del antineutrón.

Otro problema es que la tremenda energía generada por la aniquilación de antimateria en una nave provocaría un poderoso efecto de retroceso, y una aceleración de muchas g, que tendría un efecto potencialmente peligroso para los tripulantes de la nave.

Investigadores de la Universidad de Penn State han concebido un motor de antimateria para propulsar la nave. También sería necesario incorporar un sistema de amortiguadores lo suficientemente robusto como para sobrevivir a las colisiones de materia-antimateria y que además pudiese proteger a la tripulación.

Para conocer más sobre la creación y almacenamiento de antimateria puedes leer este artículo.

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jueves, 25 de febrero de 2010

Informan de la caída de dos objetos en Mongolia

Dos objetos supuestamente se estrellaron contra el suelo, cerca de Ulan Bator, la capital de Mongolia, el 19 de febrero de 2010. El primer objeto, de acuerdo con el informe sobre la base de datos de testigos de la Mutual UFO Network (MUFON), pesaba 10 kg, mientras que el segundo objeto mucho más grande pesa aproximadamente 2 toneladas.

Aparte de esto, no existe mucha información disponible sobre estos objetos. Pero, por supuesto, los ufólogos llaman a la imagen de arriba, que acompañó al informe "filtración de un accidente OVNI" de la imagen. Pero el objeto se parece sospechosamente a un cohete o un motor a reacción, o tal vez sea el cono de cohete. Los objetos que se estrellan en la Tierra probablemente tienen un origen muy terrestre.

Informaremos cuando existan más datos.

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¿Qué tamaño tiene el universo?

La brutal magnitud del universo desafía a la mente humana

Existen dos grandes debates en torno a los que gira la discusión para determinar el tamaño del universo. En abril de 1920, los astrónomos Harlow Shapley y Heber D. Curtis mantuvieron un debate sobre el tamaño del universo ante un gran auditorio en el Museo de Historia Natural de la Institución Smithsoniana en Washington DC. Curtis sostenía que el cosmos constaba de muchos "universos islas", y que las "nebulosas espirales" eran sistemas distantes de estrellas fuera de nuestra Vía Láctea. Shapley por el contrario, pensaba que las nebulosas espirales eran sencillamente nube de gas en el interior de nuestra Galaxia. Shapley colocaba el Sol cerca del extremo de una gran galaxia, mientras que Curtis creía que el Sol estaba cerca del centro de la Galaxia. Curtis estaba en lo correcto acerca de gran tamaño del universo, pero equivocado sobre el lugar que ocupaba el Sol en la Galaxia, mientras que Shapley estaba equivocado con su visión de un universo pequeño y tenía razón sobre la posición del sol en la Galaxia.

Diagrama del crecimiento del universo que incluye una gran expansion en un tiempo muy corto llamada inflación

Con el advenimiento de varias medidas de distancias diferentes galaxias, y con dos contendientes sosteniendo diferentes resultados para la constante de Hubble. En el mismo auditorio que Shapley y Curtis utilizaron décadas atrás los investigadores de galaxias Sidney Van den Bergh y Gustav Tammann sostuvieron otro debate sobre esta cuestión. Van den Bergh aportó evidencias que sugerían una edad más joven de un tamaño relativamente pequeño del universo, mientras que Tammann defendida un tamaño y una edad mayor. Los astrónomos todavía están limitados tanto por las suposiciones como por una carencia de suficientes datos para tener un consenso sobre la escala de distancias cósmicas. La investigación en busca de más información todavía continúan.

A pesar de esto, los astrónomos pudieron establecer algunos límites en lo que debía ser cierto, basándose en observaciones del siglo pasado. Al decir el tamaño del universo, debemos primero especificar que nos referimos al tamaño del universo observable. Si la teoría de la inflación es correcta, el universo podría ser mucho mayor de lo que creemos. Usando los más potentes telescopios, los astrónomos pueden ver galaxias entre 10.000 y y 13.000 millones de años-luz de distancia. Un año-luz es equivalente a aproximadamente 10 billones de kilómetros. Pero el "horizonte" de visibilidad en el cosmos se extiende más de 20.000 a 26.000 años-luz puesto que el espacio un mismo se está expandiendo. Por lo tanto el extremo del universo observable debe estar al menos a 46.000 años-luz de distancia de nosotros. El universo visible sin embargo, es más probable que sea una esfera de al menos 93.000 años-luz.

Esta historia se vuelve todavía más extraña: la inflación cósmica puede haber sucedido en muchos lugares más allá del horizonte visible y de los límites del espacio-tiempo continuo que observamos. Otros universos podrían existir más allá de nuestra capacidad para detectarlos. Incluso sin ellos, vivimos en un universo que abarca al menos 885 x 10^21 km.

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NGC 346: La factoría estelar de la Pequeña Nube de Magallanes


Expertos en la Observatorio Europeo Austral (ESO), han publicado una impresionante imagen de la nueva región de formación estelar NGC 346. Esta formación, que se encuentra en la Pequeña Nube de Magallanes, una de nuestras galaxias vecinas más pequeñas, es la parte más brillante de la región de formación estelar descubierta en la nube. Está a unos 210.000 años-luz de distancia, en dirección de la constelación de Tucana, el Tucán. El nivel de detalle captado en esta imagen es probable que mantenga los astrónomos y astrofísicos ocupados por un tiempo.

Si bien puede parecer estática para nosotros, NGC 346 está en realidad cambiando a un ritmo frenético, a medida que transcurren las eras cósmicas. Las interacciones masivas entre la luz, el viento, el calor y la radiación de otros gases cósmicos han empujado lejos el gas interestelar de las proximidades de la mayoría de las estrellas masivas de la región. Esto no es necesariamente algo buena en lo que respecta a la formación de más estrellas, puesto que el gas hidrógeno debe agruparse en cantidades considerables, antes de colpasar bajo su propio peso, y de encenderse hasta producir una nueva estrella. En el interior y en los alrededores de la nebulosa, la dispersión de gases cósmicos brilla en una amplia variedad de longitudes de onda, debido a la acción combinada de tantos factores externos.

La aparición de regiones de formación estelar cambiará a medida que nuevas estrellas se desarrollen. Estas estructuras empujan el gas aún más lejos, modificando los contornos ya poco definidos de NGC 346. Los astrónomos observando desde nuestro planeta dentro miles de años quizá ni siquiera pudieran reconocerla como NGC 346 sin nuestros documentos escritos. Incluso ahora, este objeto es bastante masivo, que cubre una distancia que es aproximadamente 50 veces la distancia entre el Sol y su vecino estelar más cercano, o aproximadamente 200 años-luz. En términos astronómicos este vivero de estrellas se clasifica como un cúmulo estelar abierto, lo que significa que la mayoría, si no todas, las estrellas se formaron dentro de la misma nube de gas y polvo que colapsó.

Los funcionarios del ESO explican que la gran mayoría de las nubes en la región de formación estelar son bastante jóvenes, con una media de edad de varios millones de años. Pudiera ser que la razón principal por la que muchas de las estrellas nacieran a la vez es la influencia de los fuertes vientos estelares, procedentes de una estrella muy grande que vivió en la zona. Estas radiaciones comprimen el gas hasta que las nubes alcanzan el umbral necesario para que empiecen a colapsar sobre sí mismas. Durante el proceso, grandes cantidades de gas se excitaron lo suficiente para producir radiación por sí mismas de forma similar a los anuncios de neón iluminan las calles de las ciudades.

La nueva imagen que muestra todo esto ha sido captada desde el Observatorio de La Silla, en Chile, mediante el telescopio de 2,2 metros del MPG / ESO. El Wide Field Imager (WFI) es el instrumento principal utilizado para esta observación de NGC 346. En el futuro, el ESO planea construir el telescopio óptico más grande del mundo "El Ojo del Cielo", el European Extremely Large Telescope (E-ELT). Este observatorio contará con una enorme apertura de 42-metros, que le permitirá distinguir detalles que los telescopios existentes son sencillamente incapaces de ver. Además, el ESO también participa en el proyecto del Dispositivo Atacama Large Millimeter / submilimétric Array (ALMA), el mayor dispositivo interferométrico de radio del mundo.

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El polvo de los cometas pudo haberse formado junto al Sol

Los cometas son visitantes procedentes de las frías, distantes regiones exteriores del sistema solar. Por lo que durante mucho tiempo se pensó que eran los restos casi vírgenes que sobraron de la formación de nuestro sistema. Sin embargo, un nuevo análisis de una partícula procedente del cometa Wild 2 indica que este grano de polvo se formó cerca del Sol y que después migró a las regiones lejanas hasta ser capturada por un cometa millones de años después de que el sistema solar tomó forma. Junto con otros trabajos de investigación de otras muestras, este nuevo descubrimiento refuerza la teoría que los cometas se formaron en el cinturón de Kuiper, la región salpicada de trozos de hielo donde orbita Plutón y más allá. Los cometas contienen granos que se formaron algo después que los granos de polvo primordiales y mucho más cerca del Sol.

Núcleo del cometa Wild 2 fotografiado en 2004 por la sonda de la NASA Stardust

Jennifer Matzel, cosmoquímica del Laboratorio Nacional Livermore en California, y sus colegas apoyaron esta línea con pruebas de astroquímica forense. Matzel y sus colaboradores analizaron la pequeña partícula llamada Coki, capturada y retornada por la misión de la NASA Stardust. Esta sonda visitó el cometa Wild 2 en 2004 y ahora está en camino para su encuentro con el cometa Tempel 1. En 2006 la nave pasó cerca de la Tierra eyectando una valiosa cápsula de 46 kg con las muestras de su encuentro espacial. La cápsula cayó en paracaídas y fue recuperada en el desierto de Utah.

Algunas de las muestras, incluida Coki, llevan la marca de un proceso de formación de alta temperatura, que se parecen a las inclusiones ricas en calcio y aluminio (CAIs) que se observan en algunos meteoritos. Los CAIs se cree que se formaron expuestos al calor del Sol en el sistema solar primitivo hace más de 4500 millones de años, las partículas forjadas por el calor como Coki, indican que los cometas no sólo contienen la materia prima con la que formó el sistema solar, sino también algunos materiales que fueron al menos parcialmente procesados en el sistema solar interior antes de emigrar hacia el cinturón de Kuiper.

En un estudio publicado en línea por Science el 25 de febrero, Matzel y sus coautores presentan los resultados que datan la formación de la partícula mediante la búsqueda de los subproductos de la desintegración de un isótopo radiactivo del aluminio, (los isótopos son especies de un elemento con diferente número de neutrones y, por tanto diferentes masas atómicas.) El Aluminio 26, que tiene un neutrón menos estable, que el del aluminio ordinario 27, se desintegra en magnesio 26 con una semivida de aproximadamente 700.000 años, un período relativamente corto a escala astronómica. Pero a pesar de esto, la partícula Coki contiene Aluminio 27, y no contiene magnesio 26 detectable procedente de la desintegración radiactiva de aluminio 26. Así Matzel y sus colegas concluyen que la partícual se formó después de que el aluminio 26 se hubiese desintegrado en la nebulosa solar, la nube primordial que rodeaba al Sol recién nacido.

Coki se data alrededor de 1,7 millones años o más después de que se formase la primera IAC, que le da una posición bastante precisa en la en la línea de tiempo de los 4600 millones de años de edad del sistema solar. Pero el hecho de que Coki se formara millones después en la evolución del sistema solar y que posteriormente migrara hasta alcanzar el cinturón de Kuiper es algo sorprendente, lo que indica que el proceso de transferencia externa puede haber estado funcionando durante millones de años. "Lo nuevo e interesante sobre artículo es que es la primera vez que hemos podido obtener una estimación de tiempo", dice Matzel. "Aunque es un cuerpo muy antiguo y se formó muy cerca del Sol, tuvo una historia más larga en el sistema solar interior antes de que fuera eyectada a la región de formación de los cometas".

José Nuth, astroquímico del Centro Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland, que no contribuyó a esta investigación, dice que antes de este análisis no existía una evidencia firme para apoyar una migración tan tardía. En esa etapa de la historia del sistema solar no habría grandes cuerpos entre el Sol y el cinturón de Kuiper, cuya gravedad habría sido difícil de sortear. "Una de las cosas que sucede millón o dos millones de años en la nebulosa es la formación de Júpiter", señala Nuth. "Y Júpiter sería un gran obstáculo para saltar".

Nuth llama al análisis de isótopos de "gran trabajo", pero señala que la interpretación de que los materiales se trasladaron hacia el exterior a través del sistema solar en un tiempo sorprendentemente largo plazo se basa en la suposición crucial de que el aluminio 26 fue distribuido de manera uniforme en toda la nebulosa. Si hubiera habido variaciones en la concentración de Aluminio de 26 a través del espacio o de tiempo, el uso del isótopo como un reloj atómico se vería empañado. Algunos modelos, de hecho, proponen que el Aluminio 26 podría haber sido introducido en la nebulosa solar por una supernova cercana o por algún otro proceso, por lo que Coki sólo pudo haberse formado antes de que el isótopo estuviera disponible.

"Este no es un plazo definitivo a menos que elija uno de esos modelos en particular, y por lo tanto el que eligieron básicamente significa que el transporte se hizo durante varios millones de años en la nebulosa", afirma Nuth. "Pero si se eligiera un modelo donde el Aluminio 26 y otros elementos radiactivos fueron inyectados en algún momento posterior, es posible que el fragmento de CAI que analizaron podría haber sido uno de los primeros fragmentos formado de CAI."

Matzel dice que las variaciones espaciales en la concentración de los isótopos preocupan más que las temporales. "Sólo viendo los meteoritos, creo que tenemos una buena evidencia de que no hubo una enorme inyección posterior", dice ella. "Creo que la preocupación es tal que si el Aluminio 26 no hubiera estado distribuido de forma homogénea, es posible que algunas partes de la nebulosa que nunca lo hubieron tenido y nunca lo tuvieron." Aunque Matzel señala que "este escenario no puede ser descartado, cada vez que analizamos las cosas nuevas que parece que tenemos una historia muy coherente".

Independientemente de las consecuencias, Nuth dice que el análisis de Coki proporciona una fuente de datos importantes para desentrañar la historia del sistema solar. "Al tratarse de bjetos que se forman a muy, muy alta temperaturas y son transportadas hacia afuera, y a semejante distancia es algo muy importante en términos de la química del sistema solar", dice. Nuth añade que la duración y eficacia de dicho transporte, así como el volumen de material que se movió, tienen implicaciones en cuánto a qué tipo de compuestos poblaron el sistema solar y puede que hasta precursores de la vida se distribuyeron distribuirse hacia a los planetas.

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