26 de junio de 2015

El agujero negro ha despertado

En el verano del hemisferio Norte la constelación del Cisne preside los cielos de la noche. Deneb, su estrella más brillante, forma parte del conocido como "Triángulo del Verano", junto a Vega en la Lira y Altair en el Águila. Y es a este Cisne donde están apuntando los telescopios de todo el mundo, concretamente a V404 Cygni porque por primera vez se está observando con gran precisión el momento en que un agujero negro engulle masa procedente de su estrella vecina.

Fue el pasado 15 de junio cuando saltaron las alarmas: un extraordinario brillo aparecía en el cielo. Y la comunidad astronómica se puso en marcha apuntando al sistema binario formado por el agujero negro y la estrella situados a unos 8.000 años luz de nosotros.

Imagen 1: Impresión artística de un agujero negro de un sistema binario como el de V404 Cyg, en la constelación del Cisne. Créditos: Gabriel Pérez, SMM (IAC).

¿Por qué este brillo?

Teo Muñoz-Darias, uno de los responsables de la observación del fenómeno desde el Gran Telescopio CANARIAS en el IAC (Instituto de Astrofísica de Canarias), cuenta que "las capas externas de la estrella se sienten más atraídas por la gravedad del agujero negro que por la de la propia estrella, así que se empieza a transferir material en torno al agujero negro y se forma un disco de acreción. Cuando el disco es lo suficientemente denso se producen inestabilidades que precipitan la caída del material acumulado sobre el agujero negro y dan lugar a las erupciones que estamos observando".

En otras palabras, tras una larga temporada de un relativo reposo donde no hay emisión de rayos X, el agujero comienza a engullir materia y es entonces cuando se generan las radiaciones de alta energía, pudiendo observar ese brusco aumento en el brillo. Pero no solo se analizan en el espectro de las altas energías. "Hemos visto que el sistema no sólo está activo en rayos X, sino en todo el espectro”, añade Muñoz-Darias. Por tanto, estas eyecciones pueden ser estudiadas por primera vez con telescopios ópticos.

Target of Opportunity

Tras activar el protocolo "Target of Opportunity" reservado para eventos extraordinarios, el propio Muñoz-Darias junto con Jorge Casares y Daniel Mata-Sánchez, todos ellos del IAC, comenzaron a observar el fenómeno el día 17 de junio.

"Podemos tener espectros cada muy poco tiempo: uno cada cien segundos. Estamos viendo líneas de emisión típicas de estos sistemas cuando están activos y, además, vemos que hay detalles de estas líneas que cambian rápidamente. Concretamente detectamos variaciones que nos indican que parte del material es también expulsado del sistema a grandes velocidades", explica Muñoz-Darias.

Imagen 2: Gran Telescopio CANARIAS. Créditos: Pablo Bonet.

25 años después

Precisamente uno de los responsables de las observaciones, Jorge Casares, participó en una investigación llevada a cabo en 1989 que fue publicada en 1992 en la revista Nature (J. Casares et al. 1992, Nature 355, 614-617). Fue por aquel entonces cuando V404 Cygni tuvo otra erupción de rayos X donde se pudo caracterizar. Hasta entonces se creía que se trataba de una estrella variable tipo nova compuesta por una enana blanca en lugar de un agujero negro.

Tan solo unos pocos sistemas binarios del tipo estrella-agujero negro muestran erupciones cada pocos años. De hecho, la mayoría de estos sistemas se mantienen en reposo durante décadas o incluso siglos. El caso de V404 Cygni, además de las eyecciones de 2015 y 1989, también se detectaron en la década de 1930 y a finales de la década de 1950, por lo que podría tener un periodo de actividad de entre 20 y 30 años.

Así que antes de que pasen otros 30 años, disfrutaremos del evento.
Este fenómeno único se ha convertido en uno de los temas centrales de la Semana Europea de la Astronomía y las Ciencias de Espacio EWASS 2015, en la que se han presentado varias ponencias sobre estas observaciones que aún siguen en marcha. El Gran Telescopio CANARIAS (GTC) está liderando las observaciones ópticas gracias a su gran espejo, que permite obtener nuevas observaciones espectroscópicas cada pocos segundos.
Referencias:

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25 de junio de 2015

Cuando dos galaxias se funden en una

Los astrónomos siempre han creído que las galaxias aumentan su tamaño cuando absorben a otras de menor tamaño, pero no es fácil de apreciar porque las estrellas de la galaxia que está siendo absorbida se mezclan con las de la galaxia anfitriona sin dejar un rastro claro.

Pero Alessia Longobardi, estudiante de doctorado en el Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik en Garching (Alemania), nos ha dado una buena noticia porque ha empleado una ingeniosa técnica observacional para demostrar que la galaxia gigante Messier 87 absorbió y se fusionó con una galaxia más pequeña.

Imagen 1: La galaxia M87 y su halo. Créditos: Chris Mihos (Case Western Reserve University)/ESO.

"Este resultado demuestra de manera directa que las grandes y luminosas estructuras del Universo siguen creciendo de forma sustancial", afirma Longobardi. "Un gran sector del halo exterior de Messier 87 es ahora dos veces más brillante de lo que sería si una colisión no hubiese ocurrido", añade.

Messier 87, situada en el centro del cúmulo de Virgo, es una enorme acumulación de estrellas con una masa total de más de un billón de veces la del Sol y está situada a unos 50 millones de años luz de distancia.

La nueva técnica

En lugar de tratar de observar estrellas individuales en Messier 87, Longobardi y su equipo analizaron las nebulosas planetarias, que al emitir una gran parte de su energía en unas pocas líneas espectrales se comportan como faros de luz verde, y analizadas con un potente espectrógrafo nos dicen dónde están y a qué velocidad viajan. Y todo esto a 50 millones de años luz de distancia.

Y es la gran distancia un inconveniente porque estas nebulosas planetarias son muy débiles. Para lograr los resultados obtenidos han exprimido a fondo toda la potencia del VLT (Very Large Telescope) y de su espectrógrafo FLAMES (Fibre Large Array Multi Element Spectrograph). Comparando luminosidades, estas nebulosas planetarias típicas situadas en el halo de M87 es equivalente al brillo de dos bombillas de 60W en Venus vistas desde la Tierra.

Imagen 2: Nebulosas planetarias en el halo de M87. En rojo se muestran las que se alejan y en azul las que se acercan. Créditos: A. Longobardi (Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik)/C. Mihos (Case Western Reserve University)/ESO.

La clave de la investigación es que los movimientos de las nebulosas planetarias, ya sea acercándose o alejándose de la Tierra, provocan cambios en las líneas espectrales como resultado del efecto Doppler y se pueden medir con precisión utilizando un espectrógrafo altamente sensitivo como FLAMES. De esta forma se deduce la velocidad de las nebulosas.

Un vaso de agua

Si M87 fuera un estanque y la galaxia acretada fuera un vaso de agua, al verter el vaso, su agua resultaría indistinguible frente al agua del estanque. Pero en el proceso de fusión se provocan ondas y otras alteraciones que podrían mostrar por ejemplo si hay partículas de lodo en el agua. Por tanto, movimientos de las nebulosas planetarias proporcionan pistas que apuntan a una fusión galáctica.

"Estamos siendo testigos de un reciente y único evento de acreción en donde una galaxia de tamaño medio colapsó en el centro de Messier 87, y como consecuencia de las enormes mareas gravitacionales, sus estrellas se encuentran ahora esparcidas a lo largo de una región que es 100 veces más grande que la galaxia original", indica Ortwin Gerhard, jefe del grupo de dinámica del Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik y coautor del estudio.

Imagen 3: Distribución espacial y color asociados con la subestructura cinemática identificada en las nebulosas planetarias del halo de M87. Izquierda: Imagen en banda V de 1,6 x 1,6 grados cuadrados centrada en M87. Los círculos y los diamantes indican la posición espacial de las nebulosas planetarias halo de M87. Los colores magenta y verde indican las velocidades de las nebulosas por encima o por debajo, respectivamente, de 1.254 Km/s. Centro: Imagen modificada de M87 para destacar las estructuras débiles. La subestructura en forma de corona es visible a una distancia de 800"-1.200" (60-90 Kpc) a lo largo del eje NW de M87. (La línea azul mide 90 Kpc). Derecha: Color B-V de M87 con las nebulosas planetarias marcadas con puntos blancos. La elipse punteada indica la isofota a la distancia de 1200".Créditos: Astronomy&Astrophysics/A. Longobardi et al.

Otro pilar que refuerza la absorción galáctica es la presencia de estrellas más jóvenes y azules de las que se deberían encontrar en Messier 87, por lo que se cree que antes de su fusión, la galaxia absorbida era una galaxia espiral con gran actividad de formación estelar.

"Es muy emocionante poder identificar estrellas que han estado esparcidas a lo largo de cientos de miles de años luz en el halo de la galaxia. Las verdosas nebulosas planetarias son la aguja en el pajar de las estrellas doradas. Pero estas raras 'agujas' guardan los indicios de lo que ocurrió con las estrellas", concluye Magda Arnaboldi investigadora del ESO (Observatorio Europeo Austral) en Garching, (Alemania) y coautora de la investigación.

Por tanto, con algo tan "sencillo" como los vaivenes producidos en una galaxia podemos determinar que se provocaron por una fusión de galaxias sin haberla visto y sin tener claros detalles. Es por tanto un avance obtenido por un método indirecto. Estas ideas pueden originar otras que podrían explicar fenómenos del universo que ahora se nos escapan.
Esta investigación ha sido publicada el 25 de junio de 2015 en la revista Astronomy & Astrophysics Letters bajo el título “The build-up of the cD halo of M87 - evidence for accretion in the last Gyr”, por A. Longobardi et al. El trabajo también fue presentado en la conferencia anual de la Sociedad Astronómica Europea, EWASS 2015, que se celebra en La Laguna (Tenerife).

El equipo que ha llevado a cabo la investigación está compuesto por A. Longobardi (Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Alemania), M. Arnaboldi (ESO, Alemania), O. Gerhard (Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Garching, Alemania) y J.C. Mihos (Case Western University, Estados Unidos).
Artículo científico:

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23 de junio de 2015

Canción de hielo y sal

Lo de los puntos brillantes de Ceres ya empieza a sonar como una canción monótona cuyo estribillo ya tenemos más que sabido. Con la reciente órbita de mapeo de la sonda Dawn (NASA) a 4.400 kilometros de la superficie, ha proporcionado una nueva visión de esos puntos brillantes, pero sin nuevas conclusiones. Lo mismo de siempre: formadas por un material altamente reflectante donde el hielo y la sal son las principales posibilidades.

Imagen 1: Los puntos brillantes de Ceres. Créditos: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA.

No solo son puntos

Al menos Ceres es más que un puñado de puntos brillantes, por suerte. Carol Raymond, investigadora principal adjunta de la misión Dawn en el JPL (Jet Propulsion Laboratory) de la NASA en California (Estados Unidos) nos habla de una de esas características: "Las lunas heladas del sistema solar exterior tienen cráteres con pozos centrales, pero en Ceres son mucho más comunes. Esto nos permitirán comprender la estructura interna de Ceres".

Otra característica a destacar es que el VIR (Visible and Infrared Spectrometer) permite a los científicos identificar minerales específicos analizando la luz reflejada. Esto se produce gracias a que cada mineral refleja una gama única de longitudes de onda y esta firma ayuda a los científicos a determinar los componentes de Ceres.

Además, las imágenes más recientes nos han revelado una montaña de 5 Km de altura en forma de pirámide con pendientes pronunciadas que sobresale de una superficie relativamente lisa del planeta enano. Ceres, un mundo con numerosos cráteres donde muchos presentan picos centrales, nunca se había visto uno de estos picos en una llanura.

Imagen 2: La "pirámide" de Ceres, arriba a la derecha. Créditos: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA.

Imagen 3: La "pirámide", abajo, en el limbo del disco de Ceres. Créditos: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA.

Sin abusar

Cada vez que se habla de Ceres, lo primero que se suele tratar son los dichosos puntos. Bajo mi punto de vista prefiero que si no hay nuevas noticias de estas formaciones, prefiero que omitan la información para no decir siempre lo mismo, porque lo que puede pasar es que el día que realmente se descubra algo sobre ellos lo vamos a recibir como un "ya era hora".

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19 de junio de 2015

Un cuarteto muy extraño

Para empezar con buen pie el fin de semana os voy a presentar un cuarteto muy especial. Se trata del cuarteto HGC 16 y está compuesto, de izquierda a derecha, por las galaxias NGC 839, NGC 838, NGC 835 y NGC 833. Sus centros brillan como si fueran de oro y sus colas de gas se dispersan sobre un fondo salpicado de estrellas.

Imagen 1: Vista general de HGC 16. Créditos: NASA/ESA/ESO/J. Charlton (The Pennsylvania State University). Agradecimientos: Jean-Christophe Lambry y Marc Canale.

Si analizamos detenidamente las galaxias que lo componen podemos apreciar características que tal vez resulten poco conocidas:
- NGC 838 y NGC 839: son galaxias LINER (Low-ionization nuclear emission-line region), donde el gas que las compone calienta sus núcleos ionizándolos y emitiendo radiación.

- NGC 838: además de ser una LINER es una galaxia de estallido estelar donde en su interior se producen estrellas a una tasa mucho mayor que en sus semejantes.

- NGC 833 y NGC 835: son galaxias Seyfert 2, cuyos núcleos son increíblemente luminosos al ser observados fuera del espectro visible, albergando en su interior agujeros negros súpermasivos activos.
A modo de curiosidad, la emisión de rayos X procedente del agujero negro de NGC 833 es tan alta que la galaxia se ha despojado del gas y polvo, también ayudado por las interacciones pasadas con otras galaxias. Por otro lado, el aspecto de NGC 839 es probable que se deba a una fusión galáctica sucedida en un pasado reciente.
Estas aglomeraciones se llaman Hickson Compact Groups en honor al astrónomo Paul Hickson que los clasificó en 1980. Las HCG son sorprendentemente numerosas y se cree que contienen un número inusualmente alto de galaxias con extrañas propiedades y comportamientos.

Una versión de esta imagen fue presentada al concurso Hubble's Hidden Trasures por Jean-Christophe Lambry y Marc Canale.
Para crear la imagen 1 se han usado imágenes de la cámara WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2) a bordo del telescopio espacial Hubble combinando datos del ESO Multi-Mode Instrument instalado en el NTT (New Technology Telescope) de ESO en Chile. Los filtros utilizados con WFPC2 han sido:
- Filtro Infrarrojo en banda I (814 nm)
- Filtro Óptico en banda V (606 nm)
- Filtro Óptico en banda B (450 nm)

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17 de junio de 2015

Encuentran a CR7 en una lejana galaxia

La teoría del Big Bang proclama que el universo comenzó con una gran "explosión" que enriqueció el espacio con hidrógeno -en mayor parte-, helio y trazas de litio. Por tanto, para llegar a la complejidad química que tenemos actualmente tuvo que existir una primera generación de estrellas que hicisese esa labor. Esas estrellas, aunque teóricas, se les llama de población III.

¿Por qué no de población I? Sencillamente porque ese nombre ya estaba asignado a estrellas ricas en elementos más pesados, como el Sol. La población II también estaba asignada a aquéllas más antiguas con bajo contenido en elementos pesados. Por tanto, a las estrellas más antiguas se les asignó el nombre de población III.

Imagen 1: Posible agrupación de estrellas de población III. Créditos: NASA/JPL-Caltech/A. Kashlinsky (GSFC).

Todos elementos químicos pesados se forjaron en el interior de las estrellas, lo que significa que estos primeros astros debieron haberse formado a partir de los únicos elementos que existían antes de las estrellas, que como se ha dicho arriba, eran: hidrógeno en mayor medida, helio y pequeñas trazas de litio.

La teoría dicta que estas estrellas de población III habrían sido enormes: cientos o miles de veces más masivas que el Sol con una vida efímera: uno o dos millones de años. Esto es un suspiro si lo comparamos con los 10.000 millones de años que se le estima a nuestro Sol. Al final de sus vidas, estas estrellas de poblacion III explotarían en gigantescas explosiones de supernova. Pero hasta hora no se había encontrado ninguna evidencia clara de ellas.

Intentos fallidos

Encontrar estrellas de población III es muy difícil, y aunque estallasen en inmensas supernovas, por aquella época el universo no era tan transparente como lo es ahora, por tanto su luz no tenía un gran camino que recorrer debido a la opacidad de aquel cosmos.

Imagen 2: Restos de una explosión de supernova conocidos como “Nebulosa del Cangrejo” (M1) situada a 6.300 años luz. Su luz llegó a la Tierra en el año 1054 de nuestra era. El brillo de la explosión duró varias semanas y era comparable al de la Luna. Créditos: NASA, ESA, J. Hester y A. Loll (Arizona State University).

Tohru Nagao, que encabezó una investigación en 2008 sobre este tipo de estrellas de población III (T. Nagao et al. 2008, ApJ 680 100), no consiguió detectar helio ionizado, elemento relativamente abundante en aquellas épocas.

En 2000, Carlos De Breuck sí que consiguió detectar el helio ionizado, pero junto a carbono, oxígeno y claras firmas de un núcleo galáctico activo (C. De Breuck et al. 2000, A&A 562 519), indicando que la formación no era tan joven y, por tanto, incompatible con la poblacion III.

Por último, en 2013, Paolo Cassata también logró detectar el helio ionizado pero, al igual que De Breuck, coexistiendo junto con carbono y oxígeno (P. Cassata et al. 2013, A&A, 556 A68), descartando la posibilidad de que se tratase población III.

Nuevas evidencias de Pop III

Ahora, un equipo dirigido por David Sobral, del Instituto de Astrofísica y Ciencias del Espacio (Portugal), la Universidad de Lisboa (Portugal) y el Observatorio de Leiden (Holanda), ha utilizado el VLT (Very Large Telescope) de ESO para mirar hacia el universo antiguo en un periodo conocido como reionización, época que tuvo lugar aproximadamente 800 millones de años después del Big Bang.

Imagen 3: El VLT, frente a una puesta de Luna. Créditos: G.Gillet/ESO.

En lugar de llevar a cabo un estudio profundo y limitado de un área pequeña del cielo, que es lo que se suele hacer en estos casos, ampliaron su alcance para producir el sondeo más amplio de galaxias muy lejanas jamás elaborado. Para realizar el estudio se contó con el apoyo del Observatorio W. M. Keck (Estados Unidos), del telescopio Subaru (Estados Unidos) y del telescopio espacial Hubble. Tras los primeros análisis llegaron los resultados: el equipo descubrió y confirmó una serie de galaxias muy jóvenes extremadamente brillantes.

CR7

Una de estas galaxias fue apodada CR7, que aunque su nombre está inspirado en el futbolista Cristiano Ronaldo, compatriota del autor de la investigación, procede de COSMOS Redshift 7. Resulta que CR7 es un objeto excepcionalmente raro: es la galaxia más brillante nunca observada en esa etapa del universo, tres veces más brillante que el anterior titular del récord, Himiko (J. Zabl et al. 2015, MNRAS 451 2050-2070), que se pensó era la única de su tipo. Con el descubrimiento de CR7 y otras galaxias brillantes el estudio ya era un éxito, pero al revisar los datos, se obtuvieron más noticias interesantes.

Imagen 4: Representación artística de la galaxia CR7, la más brillante del universo lejano. Créditos: ESO/M. Kornmesser.

Los instrumentos X-shooter y SINFONI (Spectrograph for INtegral Field Observations in the Near Infrared) instalados en el VLT, descubrieron en CR7 una potente emisión de helio ionizado pero, a diferencia de las investigaciones de De Breuck y Cassata, ninguna señal de elementos más pesados, lo que significa que Sobral y su equipo habían descubierto la primera evidencia válida de la existencia de cúmulos de estrellas de población III.

Todo apunta a Pop III

El equipo, para asegurarse de la validez de este descubrimiento, consideró dos teorías alternativas antes de proclamar la existencia de estrellas de población III:
1) que la fuente de luz fuera o bien un AGN (Núcleo de Galaxia Activa) o bien estrellas Wolf-Rayet, pero ante la falta de elementos pesados, refutan firmemente las dos opciones.

2) que la fuente pueda ser un agujero negro de colapso directo, que son en sí mismos objetos exóticos y excepcionales puramente teóricos, pero la falta de una línea ancha de emisión y el hecho de que las luminosidades del hidrógeno y el helio fueran mucho mayores de lo predicho para este tipo de agujeros negros indican que esto, también es poco probable.
Con esto, la presencia de una población III tomaba validez real en la investigación.

Imagen 5: Izquierda: CR7 con el filtro de imágenes NB921/Suprime-cam en Subaru que muestra la extensión de la Lyα. Hay que tener en cuenta que NB921/Suprime-cam detecta las Lyα sólo al 50% de transmisión. Centro: imágenes del Hubble en YJ, revelando que CR7 se divide claramente en 3 componentes, nombrados A, B y C. Derecha: imágenes del Hubble en H, revelando una vez más las 3 componentes en CR7. Nos encontramos con que la componente A domina plenamente en ultravioleta y coincide con el pico de emisión en Lyα en la ubicación en la que se detecta una fuerte emisión de He II a 1640 Å. Las componentes B y C son mucho más rojas y totalmente coherentes con la fotometría IRAC. Debido a que los componentes B y C dominan por completo la masa del sistema, el centro de masa real se ubicaría entre B y C, y significativamente lejos de A. Esto es totalmente coherente con un escenario en la formación de estrellas de población III propagándose desde la posición central hacia la periferia. Créditos: The Astrophysical Journal/D. Sobral et al.

"El descubrimiento desafiaba nuestras expectativas desde el principio ya que no esperábamos encontrar una galaxia tan brillante. Entonces, al descubrir la naturaleza de CR7, comprendimos que no sólo habíamos descubierto la galaxia lejana más luminosa, sino que también nos dimos cuenta de que cumplía todas y cada una de las características esperadas de estrellas de población III", afirma David Sobral. "Esas estrellas fueron las que formaron los primeros átomos pesados que, en última instancia, nos ha permitido estar aquí. Realmente no hay nada más emocionante que esto", añade.

Dentro de CR7 se encontraron cúmulos de estrellas más azules y otros que contenían estrellas un poco más rojas, lo que parece indicar que las estrellas de población III no se formaron al mismo tiempo, sino por oleadas, tal y como se venía prediciendo en las teorías. Lo que el equipo observó de forma directa fue la última oleada de estrellas de población III, sugiriendo que tales estrellas deben ser más fáciles de encontrar de lo que se pensaba previamente ya que parece ser que residen entre estrellas normales en las galaxias más brillantes, y no sólo en las galaxias más tempranas, pequeñas y débiles, tal y como se pensaba. Y esto es una gran noticia porque son galaxias extremadamente difíciles de estudiar.

Imagen 6: Composición en falso color de CR7 utilizando el filtro NB921/Suprime-cam (Lyα) y dos filtros HST/WFC3: F110W (YJ) y F160W (H). Esto demuestra que, si bien el componente A es el que domina la emisión Lyα y la luz UV rest-frame y la probable dispersión de la emisión Lyα, que parece extenderse todo el camino desde B y parte de C, es probable que indique una cantidad significativa de gas en el sistema. Créditos: The Astrophysical Journal/D. Sobral et al.

Está previsto llevar a cabo observaciones con el VLT, ALMA y el Telescopio Espacial Hubble para confirmar, más allá de toda duda, que lo que se ha observado son estrellas de población III y buscar e identificar otros ejemplos.

Jorryt Matthee, segundo autor del artículo, concluyó: "Siempre me he preguntado de dónde venimos. Incluso siendo niño quería saber de dónde provienen los elementos: el calcio de mis huesos, el carbono de mis músculos, el hierro de mi sangre. Descubrí que estos se formaron primero en los inicios del universo, por la primera generación de estrellas. Con este notable descubrimiento estamos empezando a ver estos objetos por primera vez".
Este trabajo de investigación se ha presentado en la revista The Astrophysical Journal bajo el titulo “Evidence for PopIII-like stellar populations in the most luminous Lyman-α emitters at the epoch of re-ionisation: spectroscopic confirmation”, por D. Sobral, et al.

El equipo está formado por David Sobral (Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço/Universidade de Lisboa, Portugal; Departamento de Física/Faculdade de Ciências/Universidade de Lisboa, Portugal; Leiden Observatory/Leiden University, Holanda), Jorryt Matthee (Leiden Observatory/Leiden University, Holanda), Behnam Darvish (Department of Physics and Astronomy/University of California, Estados Unidos), Daniel Schaerer (Observatoire de Genève/Département d’Astronomie/Université de Genève, Suiza; Centre National de la Recherche Scientifique/IRAP, Francia), Bahram Mobasher (Department of Physics and Astronomy/University of California, Estados Unidos), Huub J. A. Röttgering (Leiden Observatory/Leiden University, Holanda), Sérgio Santos (Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço/Universidade de Lisboa/Departamento de Física/Universidade de Lisboa, Portugal) y Shoubaneh Hemmati (Department of Physics and Astronomy/University of California, Estados Unidos).
Artículo científico:

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15 de junio de 2015

Philae ha despertado

Sin duda una de las noticias más importantes de este fin de semana ha sido que la sonda Philae está despierta. Recordemos que la sonda, tras separase de Rosetta, rebotó dos veces en el cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko para finalmente posarse en algún lugar no determinado fuera del alcance óptimo de los rayos del Sol, agotándose las baterías antes de tiempo, concretamente el 15 de noviembre de  2015.

Las señales que Philae envió a su nave nodriza, Rosetta, se repitieron hacia la Tierra recibiéndolas el pasado 13 de junio a las 22:28 (hora peninsular española) en el Centro Europeo de Operaciones Espaciales en Darmstadt (Alemania). Los más de 300 paquetes de datos recibidos en lo 85 segundos que duró la transmisión han sido analizados por los equipos del Rosetta Lander Control Center en el DLR (Centro Aeroespacial Alemán).

Imagen 1: El despertar de Philae. Créditos: ESA.

"Philae está funcionando muy bien. Tiene una temperatura de funcionamiento de -35ºC y 24 vatios disponibles", explica Stephan Ulamec, Project Manager de Philae en el DLR. "El módulo de aterrizaje está listo para trabajar", añade.

Escuchando al cometa
Días atrás se hablaba de la posibilidad de haber encontrado el módulo Philae en la superficie del cometa, por lo que Rosetta "escuchó" apuntando hacia ese punto, confirmando con la recepción de los datos que, efectivamente, allí estaba el lander. De hecho, tras analizar los datos se ha visto que Philae ya llevaba un tiempo despierta. "Hemos recibido un histórico de datos porque el módulo de aterrizaje no había podido ponerse en contacto antes con nosotros", comenta Ulamec.

Imagen 2: Aspecto del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko tomada por el instrumento NAVCAM el pasado 5 de junio. Créditos: ESA/Rosetta/NAVCAM.

Ahora los científicos esperan el próximo contacto ya que hay todavía unos 8.000 paquetes de datos en la memoria de Philae y que hablarán sobre los días previos al 13 de junio en el cometa. De esta forma se complementarán las observaciones de Rosetta sobre la actividad del 67P/Churyumov-Gerasimenko porque, recordemos, se está acercando al Sol y su cabellera es cada vez más larga. Seguiremos "escuchando".

Referencias:

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10 de junio de 2015

La mariposa cósmica

Cuando una estrella se vuelve gigante roja, nos indica que se acerca su final. Es el caso de L2 Puppis que, situada a unos 200 años luz de distancia, está entrando en las fases finales de su vida. Con este motivo, y debido a su proximidad, ha sido analizada en profundidad con el instrumento SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch instrument) instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO.

Óptica adaptativa extrema

Estas observaciones se han llevado a cabo usando el modo ZIMPOL en luz visible, que con su óptica adaptativa extrema consigue producir imágenes tres veces más nítidas que con el telescopio espacial Hubble. Gracias a ello nos permite apreciar con gran resolución estructuras y objetos débiles cercanos a la fuente de luz siendo estos los datos más completos y detallados obtenidos hasta ahora se esta estrella.

Imagen 1: Aspecto de la estrella gigante roja L2 Puppis captado con el instrumento SPHERE en modo ZIMPOL. Créditos: ESO/P. Kervella.

De este modo se ha podido ver el polvo que rodea a L2 Puppis confirmando hallazgos previos llevados a cabo con el instrumento NACO (NAOS - Nasmyth Adaptive Optics System / CONICA - Near-Infrared Imager and Spectrograph), también instalado en el VLT, relacionados con la ordenación del polvo en un disco que desde la Tierra se ve prácticamente de canto. Pero no solo eso ya que la información de la polarización obtenida con ZIMPOL, unida a los datos de NACO y mediante un modelo basado en RADMC-3D se ha podido elaborar un modelo tridimensional de las estructuras de polvo.

Ingredientes para una mariposa

Los astrónomos descubrieron que el disco de polvo comienza a unos 900 millones de kilómetros de la estrella, equivalente a la distancia Sol-Júpiter, desvelando también que emite llamaradas hacia afuera creando una forma simétrica de embudo doble. También se reveló una posible estrella compañera situada a 300 millones de Km, que muy probablemente se trate de otra gigante roja menos evolucionada.

Imagen 2: Aspecto de la estrella gigante roja L2 Puppis combinando los datos de los instrumento SPHERE en modo ZIMPOL y NACO. Créditos: ESO/P. Kervella.

Con este conglomerado de estrella en sus últimas fases, disco de polvo y estrella compañera todo indica que éste es el tipo de sistema que dará lugar a una nebulosa planetaria bipolar, una"mariposa celeste" que parecerá surgir de una crisálida.

El autor principal del artículo que recoge el estudio, Pierre Kervella, explica que "el origen de las nebulosas planetarias bipolares es uno de los grandes problemas clásicos de la astrofísica moderna, especialmente la cuestión de cómo las estrellas devuelven su valiosa carga de metales al espacio, un proceso muy importante, ya que este será el material utilizado posteriormente para producir las siguientes generaciones de sistemas planetarios."

Imagen 3: La mariposa celeste de la nebulosa planetaria NGC 6302, vista por el telescopio espacial Hubble. Créditos: NASA/ESA/Hubble SM4 ERO Team.

Por tanto, observando el rápido giro de la estrella compañera y cómo va modelizando el disco de polvo, se espera ver con gran detalle como se van fraguando las metamorfosis que dan lugar a esas mariposas cósmicas que nos alegran la vista.
Este trabajo de investigación se ha publicado el 10 de junio en la revista Astronomy & Astrophysics bajo el título “The dust disk and companion of the nearby AGB star L2 Puppis”, por P. Kervella, et al.

El equipo que ha llevado a cabo la investigación está formado por P. Kervella (Unidad Mixta Internacional Franco-Chilena de Astronomía/CNRS-INSU, Francia; Departamento de Astronomía/Universidad de Chile, Chile; Observatoire de Paris/LESIA, Francia; Université Paris-Diderot, Francia), M. Montargès (LESIA, Francia; Institut de Radio-Astronomie Millimétrique, Francia), E. Lagadec (Laboratoire Lagrange/Université de Nice-Sophia Antipolis/CNRS/Observatoire de la Côte d’Azur, Francia), S. T. Ridgway (National Optical Astronomy Observatories, Estados Unidos), X. Haubois (ESO, Santiago, Chile), J. H. Girard (ESO, Chile), K. Ohnaka (Instituto de Astronomía/Universidad Católica del Norte, Chile), G. Perrin (Observatoire de Paris/LESIA, Francia) y A. Gallenne (Universidad de Concepción/Departamento de Astronomía, Chile).
Artículo científico:

Referencias:

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9 de junio de 2015

Vida en Marte: nuevo método de búsqueda

El orbitador MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) ha detectado depósitos de vidrio dentro de cráteres de impacto en Marte. Estos depósitos han sido formados por el calor abrasador de un violento impacto. Pero esta combinación letal podría proporcionar una ventana a la posibilidad de detección de vida pasada en el planeta rojo.

¿Cómo se relacionan el calor abrasador y un violento impacto con la vida? El precedente es que en los últimos años, investigaciones han aportado evidencias sobre cómo la vida pasada se ha conservado en vidrios de impacto en nuestro planeta. Un estudio de 2014 dirigido por el científico Peter Schultz de la Universidad Brown (Estados Unidos) encontró moléculas orgánicas y materia vegetal sepultada en un vidrio formado por un impacto que tuvo lugar en Argentina hace millones de años.
Imagen 1: Recreación de un gran impacto meteorítico. Créditos: NASA.

El estudio se publicó en el artículo "Preserved flora and organics in impact melt breccias" (Geology, April 15, 2014, doi: 10.1130/G35343.1). A raíz de esto Schultz sugirió que procesos similares podrían preservar signos de vida en Marte si estaban presentes en el momento de un impacto.

Vidrios en Marte

Kevin Cannon y Jack Mustard, investigadores de la Universidad Brown que participaron en aquella investigación, han publicado detalles sobre datos de este tipo de vidrios, pero formados en Marte. "El trabajo realizado por Pete [Peter Schultz] nos mostró que los vidrios son potencialmente importantes para la conservación de firmas biológicas", explica Cannon. "Nadie había sido capaz de detectar estos vidrios en la superficie de Marte", añade.

Imagen 2: Alga Crater, un lugar en Marte donde se han encontrado vidrios de impacto. El color verde muestra la zonda de vidrios. Las zonas azules indican piroxenos y las rojas olivinos. Créditos: NASA/JPL-Caltech/JHUAPL/Univ. of Arizona.

Cannon y Mustard mostraron que en Marte existen grandes depósitos de vidrio bien conservados presentes en varios cráteres antiguos. No fue una tarea fácil identificarlos de forma remota. Para confirmar los minerales y los tipos de roca los científicos midieron los espectros de la luz reflejada por la superficie del planeta y uno de los inconvenientes fue que los vidrios de impacto no tienen una señal espectral particularmente fuerte. "Los vidrios tienden a ser espectralmente débiles, por lo que la firma del cristal tiende a estar enmascarada por trozos de roca mezclada con ellos, pero Kevin [Cannon] encontró una forma de aislar esta señal", explica Mustard.

El nuevo método

En el laboratorio, Cannon mezcló polvo de roca de una composición similar a las rocas marcianas y las calentó en un horno para crear un vidrio. A continuación, midió la señal espectral. Una vez que Mustard tuvo la señal de ese cristal de laboratorio, usó un algoritmo para detectar señales similares en los datos aportados por el instrumento CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars) a bordo de la MRO. Sabiendo que el vidrio de impacto puede preservar antiguas muestras de vida, unido a que ahora sabemos que existen esos mismos vidrios en la superficie de Marte, se abre una nueva estrategia en la búsqueda de vida pasada en nuestro planeta vecino.

"Los análisis sugieren que los depósitos de vidrio son características de impacto relativamente comunes en Marte", afirma Jim Green, director de la división de ciencias planetarias de la NASA. "Estas áreas podrían ser objetivos para la exploración futura", añade. De hecho, uno de los cráteres que contienen vidrio, llamado Hargraves, se encuentra cerca del canal de Nili Fossae, de unos 650 kilómetros de longitud.

Imagen 3: Detalle de una zona de Nili Fossae donde se aprecia la elipse de aterrizaje candidata para la misión Mars2020. Créditos: NASA.

Nili Fossae es una de las candidatas para lugar de aterrizaje de la misión Mars 2020, misión que almacenará muestras de suelo y roca para un posible regreso a la Tierra, por lo que ya era un lugar de interés debido a que la corteza en esta región se piensa que data de cuando Marte era un planeta mucho más húmedo. La región también está llena de lo que parecen ser antiguas fracturas hidrotermales, esto es, respiraderos que podrían haber proporcionado la energía en forma de calor para que la vida prosperase bajo la superficie.

Y ahora con este nuevo descubrimiento, la candidatura de Nili Fossae como lugar de aterrizaje de la Mars 2020 se ha visto reforzada.
Este trabajo de investigación ha sido publicado en la revista Geology bajo el título "Preserved glass-rich impactites on Mars", por Kevin M. Cannon (Department of Earth/Environmental and Planetary Sciences/Brown University, Estados Unidos) y John F. Mustard (Department of Earth/Environmental and Planetary Sciences/Brown University, Estados Unidos).
 Artículo científico:

Referencias:
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8 de junio de 2015

El anillo de Einstein

El pasado mes de marzo el conjunto de radiotelescopios ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) entró en funcionamiento en configuración "Very Long Baseline" y ya ha producido sorprendentes resultados tanto en el universo cercano como en el lejano. Por otro lado, a finales de 2014 ALMA se fijó como objetivo el analizar la luz procedente de la lejana galaxia llamada SPD.81, situada a 11.400 millones de años-luz, cuya luz se ve afectada por una lente gravitacional producto de una gran galaxia situada entre ella y nosotros. Pero lo curioso de esta lente es que forma un anillo de Einstein casi perfecto.

Imagen 1: (Izquierda) Galaxia de primer plano que hace de lente, observada con Hubble. (Centro) Galaxia SDP.81 en forma de anillo de Einstein, obtenida con ALMA. (Derecha) Resultado de la reconstrucción utilizando sofisticados modelos de lente gravitacional, revela estructuras dentro del anillo que nunca antes se han visto. Créditos: ALMA (NRAO/ESO/NAOJ)/Y. Tamura (The University of Tokyo)/Mark Swinbank (Durham University).

ALMA observó la galaxia en esa configuración y han sido seis grupos independientes de científicos los que han analizado los datos proporcionados y han producido ocho artículos científicos donde se revelan detalles sobre su estructura, contenido, movimientos y otras características que ahora conocemos.

Este resultado no tiene precedentes ya que comparando los resultados de ALMA con los obtenidos por el telescopio espacial Hubble, ya que el conjunto de antenas ha logrado una resolución 6 veces mayor, pudiendo resolver detalles de 0,023 segundos de arco, mientras que con Hubble no se ha superado la resolución de 0,16 segundos de arco. Ahora bien, al observar el longitudes de onda más cortas, es el Hubble el que supera a ALMA ya que puede llegar a conseguir resoluciones de 0,022 segundos de arco en el ultravioleta cercano.

Los resultados

Tras los análisis de datos se han creado modelos que han corregido la distorsión producida por la lente, detectando de esta forma nubes polvorientas que se creen que son grandes concentraciones de gas molecular frío donde en un futuro nacerán estrellas y planetas. También se han observado cúmulos de formación de estrellas dentro de la galaxia de hasta 100 años-luz de longitud, siendo la primera vez que se observa este fenómeno a una distancia tan grande.

Imagen 2: Detalle del anillo de Einstein que forma la galaxia SPD.81 al distorsionarse a causa de la galaxia lente. Créditos: ALMA (NRAO/ESO/NAOJ)/Y. Tamura (The University of Tokyo).

"La imagen de la galaxia, reconstruida es espectacular," afirma Rob Ivison, coautor de dos de los artículos y Director de Ciencia de ESO. "La enorme superficie colectora de ALMA, la gran separación de sus antenas y la atmósfera estable sobre el desierto de Atacama nos permiten obtener imágenes y espectros con un nivel de detalle exquisito", añade.

Usando la información espectral proporcionada por ALMA, los astrónomos también han podido observar y cuantificar el giro de la galaxia, estimando su masa, mostrando la inestabilidad de sus gases que colapsan en su interior y que presimiblemente formarán extensas regiones de formación estelar. Además de todo esto, se ha detectado el efecto de un agujero negro supermasivo situado en la galaxia que hace de lupa, tasándolo en unas 200-300 millones de veces la masa del Sol.

A tenor de la cantidad de artículos publicados a raíz de esta observación, se demuestra el entusiasmo que genera el gran potencial del conjunto ALMA cuando se trabaja en la configuración de máxima resolución, abriendo el camino a descubrimientos en un futuro cercano que permitirán conocer más acerca de galaxias lejanas.
Esta investigación se presentará en ocho artículos científicos que irán apareciendo en breve. Los equipos científicos están formados por:

(1): Y. Tamura (The University of Tokyo, Japón), M. Oguri (The University of Tokyo, Japón), D. Iono (National Astronomical Observatory/SOKENDAI, Japón), B. Hatsukade (National Astronomical Observatory, Japón), Y. Matsuda (National Astronomical Observatory/SOKENDAI, Japón) y M. Hayashi (National Astronomical Observatory, Japón). (2) S. Dye (University of Nottingham, Reino Unido), C. Furlanetto (University of Nottingham, Reino Unido; CAPES Foundation/Ministry of Education, Brasil), M. Swinbank (Durham University, Reino Unido), C. Vlahakis (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; ESO, Chile), J. Nightingale (University of Nottingham, Reino Unido), L. Dunne (University of Canterbury, Nueva Zelanda; Institute for Astronomy/Royal Observatory Edinburgh, Reino Unido), S. Eales (Cardiff University, Reino Unido), I. Smail (Durham University, Reino Unido), I. Oteo-Gómez (Institute for Astronomy/Royal Observatory Edinburgh, Reino Unido; ESO, Alemania), T. Hunter (National Radio Astronomy Observatory, Estados Unidos), M. Negrello (INAF/Osservatorio Astronomico di Padova, Italia), H. Dannerbauer (Universitat Wien, Austria), R. Ivison (Institute for Astronomy/Royal Observatory Edinburgh, Reino Unido; ESO, Alemania), R. Gavazzi (Universite Pierre et Marie Curie, Francia), A. Cooray (California Institute of Technology, Estados Unidos) y P. van der Werf (Leiden University, Holanda). (3): M. Swinbank (Durham University, Reino Unido), S. Dye (University of Nottingham, Reino Unido), J. Nightingale (University of Nottingham, Reino Unido), C. Furlanetto (University of Nottingham, Reino Unido; CAPES Foundation/Ministry of Education, Brasil), I. Smail (Durham University, Reino Unido), A. Cooray (California Institute of Technology, Estados Unidos), H. Dannerbauer (Universitat Wien, Austria), L. Dunne (University of Canterbury, Nueva Zelanda; Institute for Astronomy/Royal Observatory Edinburgh, Reino Unido), S. Eales (Cardiff University, Reino Unido), R. Gavazzi (Universite Pierre et Marie Curie, Francia), T. Hunter (National Radio Astronomy Observatory, Estados Unidos), R. Ivison (Institute for Astronomy/Royal Observatory Edinburgh, Reino Unido; ESO, Alemania), M. Negrello (INAF/Osservatorio Astronomico di Padova, Italia), I. Oteo-Gómez (Institute for Astronomy/Royal Observatory Edinburgh, Reino Unido; ESO, Alemania), R. Smit (Durham University, Reino Unido), P. van der Werf (Leiden University, Holanda) y C. Vlahakis (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; ESO, Chile). (4): K. C. Wong (Institute of Astronomy and Astrophysics/Academia Sinica, China), S. H. Suyu (Institute of Astronomy and Astrophysics/Academia Sinica, China) y S. Matsushita (Institute of Astronomy and Astrophysics/Academia Sinica, China). (5): B. Hatsukade (National Astronomical Observatory, Japón) Y. Tamura (Institute of Astronomy/University of Tokyo, Japón), D. Iono (National Astronomical Observatory, Japón; The Graduate University for Advanced Studies, Japón), Y. Matsuda (National Astronomical Observatory, Japón), M. Hayashi (National Astronomical Observatory, Japón) y M. Oguri (Research Center for the Early Universe/University of Tokyo, Japón; Department of Physics/University of Tokyo, Japón; Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe/University of Tokyo, Japón). (6): The ALMA Partnership, C. Vlahakis (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; ESO, Chile) , T. R. Hunter (National Radio Astronomy Observatory, Estados Unidos), J. A. Hodge (National Radio Astronomy Observatory, Estados Unidos) , L. M. Pérez (National Radio Astronomy Observatory, Estados Unidos) , P. Andreani (ESO, Chile), C. L. Brogan (National Radio Astronomy Observatory, Estados Unidos) , P. Cox (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; ESO, Chile), S. Martin (Institut de Radioastronomie Millimétrique, Francia) , M. Zwaan (ESO, Chile) , S. Matsushita (Institute of Astronomy and Astrophysic, China), W. R. F. Dent (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; ESO, Chile), C. M. V. Impellizzeri (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; National Radio Astronomy Observatory, Estados Unidos), E. B. Fomalont (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; National Radio Astronomy Observatory, Estados Unidos), Y. Asaki (National Astronomical Observatory, Japón; Institute of Space and Astronautical Science, Japón; Japan Aerospace Exploration Agency, Japón) , D. Barkats (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; ESO, Chile) , R. E. Hills (Astrophysics Group/Cavendish Laboratory/University of Cambridge, Reino Unido), A. Hirota (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; National Astronomical Observatory, Japón), R. Kneissl (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; ESO, Chile), E. Liuzzo (INAF/Istituto di Radioastronomia, Italia), R. Lucas (Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble, Francia) , N. Marcelino (INAF/Istituto di Radioastronomia, Italia), K. Nakanishi (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; National Astronomical Observatory of Japan), N. Phillips (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; ESO, Chile), A. M. S. Richards (University of Manchester), I. Toledo (Colaboración con ALMA Observatory, Chile), R. Aladro (ESO, Chile), D. Broguiere (Institut de Radioastronomie Millimétrique, Francia), J. R. Cortes (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; National Radio Astronomy Observatory, Estados Unidos), P. C. Cortes (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; National Radio Astronomy Observatory, Estados Unidos), D. Espada (ESO, Chile; National Astronomical Observatory, Japón), F. Galarza (Colaboración con ALMA Observatory, Chile), D. Garcia-Appadoo (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; ESO, Chile), L. Guzmán-Ramírez (ESO, Chile), A. S. Hales (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; National Radio Astronomy Observatory, Estados Unidos) , E. M. Humphreys (ESO, Chile) , T. Jung (Korea Astronomy and Space Science Institute, Korea) , S. Kameno (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; National Astronomical Observatory, Japón) , R. A. Laing (ESO, Chile), S. Leon (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; ESO, Chile) , G. Marconi (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; ESO, Chile) , A. Mignano (INAF/Istituto di Radioastronomia, Italia) , B. Nikolic (Cavendish Laboratory/University of Cambridge, Reino Unido), L. A. Nyman (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; ESO, Chile), M. Radiszcz (Colaboración con ALMA Observatory, Chile), A. Remijan (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; National Radio Astronomy Observatory, Estados Unidos), J. A. Rodón (Colaboración con ALMA Observatory, Chile), T. Sawada (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; National Astronomical Observatory, Japón), S. Takahashi (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; National Astronomical Observatory, Japón), R. P. J. Tilanus (Leiden University, Holanda), B. Vila Vilaro (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; ESO, Chile), L. C. Watson (Colaboración con ALMA Observatory, Chile), T. Wiklind (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; ESO, Chile), Y. Ao (National Astronomical Observatory, Japón) , J. Di Francesco (National Research Council Herzberg Astronomy & Astrophysics, Canadá), B. Hatsukade (National Astronomical Observatory, Japón), E. Hatziminaoglou (Colaboración con ALMA Observatory, Chile), J. Mangum (National Radio Astronomy Observatory, Estados Unidos), Y. Matsuda (National Astronomical Observatory, Japón), E. Van Kampen (Colaboración con ALMA Observatory, Chile), A. Wootten (National Radio Astronomy Observatory, Estados Unidos), I. De Gregorio-Monsalvo (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; ESO, Chile), G. Dumas (Institut de Radioastronomie Millimétrique, Francia), H. Francke (Colaboración con ALMA Observatory, Chile), J. Gallardo (Colaboración con ALMA Observatory, Chile), J. García (Colaboración con ALMA Observatory, Chile), S. Gonzalez (Colaboración con ALMA Observatory, Chile), T. Hill (ESO, Chile), D. Iono (National Astronomical Observatory, Japón), T. Kaminski (ESO, Chile), A. Karim (Argelander-Institute for Astronomy, Alemania), M. Krips (Institut de Radioastronomie Millimétrique, Francia), Y. Kurono (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; National Astronomical Observatory, Japón) , C. Lonsdale (National Radio Astronomy Observatory, Estados Unidos), C. Lopez (Colaboración con ALMA Observatory, Chile), F. Morales (Colaboración con ALMA Observatory, Chile), K. Plarre (Colaboración con ALMA Observatory, Chile), L. Videla (Colaboración con ALMA Observatory, Chile), E. Villard (Colaboración con ALMA Observatory, Chile; ESO, Chile), J. E. Hibbard (National Radio Astronomy Observatory, Estados Unidos) y K. Tatematsu (National Astronomical Observatory, Japón). (7): M. Rybak (Max Planck Institute for Astrophysics, Alemania), J. P. McKean (Netherlands Institute for Radio Astronomy, Holanda; University of Groningen, Holanda) S. Vegetti (Max Planck Institute for Astrophysics, Alemania), P. Andreani (ESO, Chile) y S. D. M. White (Max Planck Institute for Astrophysics, Alemania). (8): M. Rybak (Max Planck Institute for Astrophysics, Alemania), S. Vegetti (Max Planck Institute for Astrophysics, Alemania), J. P. McKean (Netherlands Institute for Radio Astronomy, Holanda; University of Groningen, Holanda), P. Andreani (ESO, Chile) y S. D. M. White (Max Planck Institute for Astrophysics, Alemania).
Artículos científicos:

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3 de junio de 2015

Los detalles de Hiperión

La sonda Cassini nos ha enviado unas imágenes tomadas el pasado 31 de mayo que muestran con gran detalle una de las lunas más raras del sistema solar. Se trata de Hiperión, en Saturno. Durante el sobrevuelo de Cassini estuvo a 34.000 Km en su máxima aproximación, muy lejos de aquellos 505 Km logrados el 26 de septiembre de 2005 sobre la misma luna.

 Imagen 1: Aspecto general de Hiperión en una de las imágenes tomadas el 31 de mayo. Créditos: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute.

La patata de Saturno

Con su extraña forma de patata, Hiperión es la luna más irregular de Saturno y tal vez sea el producto de una violenta colisión que hizo pedazos un objeto más grande. Los científicos de Cassini atribuyen el peculiar aspecto esponjoso de esta luna al hecho de que tiene una densidad inusualmente bajo para un objeto tan grande, siendo ésta alrededor de la mitad que la del agua. Su porosidad ayuda a alcanzar esta baja densidad, y es esta porosidad la que permite que los impactos compriman su superficie sin riesgo extremo de fractura.

 Imagen 2: Detalle de la zona norte de Hiperión. Créditos: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute.

La sonda realizará más sobrevuelos cercanos a las lunas de Saturno este año para después situarse en el plano ecuatorial del planeta en una configuración que durará un año y que será el preámbulo del final de la misión, previsto para 2017. Será entonces cuando Cassini se sumerja en el espacio existente entre los anillos y el planeta.

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