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:

- The dust disk and companion of the nearby AGB star L2 Puppis 

Referencias:

- Una mariposa celeste emerge de su polvorienta crisálida 

- Una mariposa extraterrestre emerge de su capullo de polvo 

- A Celestial Butterfly Emerges from its Dusty Cocoon

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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:

- Preserved glass-rich impactites on Mars

Referencias:

- NASA Spacecraft Detects Impact Glass on Surface of Mars

- Preserved flora and organics in impact melt breccias

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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:

- High-resolution ALMA observations of SDP.81. I. The innermost mass profile of the lensing elliptical galaxy probed by 30 milli-arcsecond images (1)

- Revealing the complex nature of the strong gravitationally lensed system H-ATLAS J090311.6+003906 using ALMA (2)

- ALMA maps the Star-Forming Regions in a Dense Gas Disk at z~3 (3)

- The Inner Mass Distribution of the Gravitational Lens SDP.81 from ALMA Observations (4)

- High-resolution ALMA Observations of SDP.81. II. Molecular Clump Properties of a Lensed Submillimeter Galaxy at z=3.042 (5)

- ALMA Long Baseline Observations of the Strongly Lensed Submillimeter Galaxy HATLAS J090311.6+003906 at z=3.042 (6)

- ALMA imaging of SDP.81 - I. A pixelated reconstruction of the far-infrared continuum emission (7)

- ALMA imaging of SDP.81 - II. A pixelated reconstruction of the CO emission lines (8)

Referencias:

- La imagen más detallada jamás vista del universo distante 

- Sharpest View Ever of Star Formation in the Distant Universe 

- ALMA Performs Its First Very Long Baseline Observations 

- ALMA image of the gravitationally lensed galaxy SDP.81 

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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.

Referencias:

- Cassini Sends Final Close Views of Odd Moon Hyperion 

- Cassini Solstice Mission 

- Hyperion Rev 216 Raw Preview 

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