lunes, 8 de mayo de 2017

NOTICIAS ASTRONÓMICAS 08-05-17





Posted: 02 May 2017 12:53 PM PDT
Al parecer, la región existente entre los anillos y el planeta Saturno está más vacía de lo que los científicos esperaban. Así se desprende de los resultados del primer paso de la sonda entre el gigante gaseoso y sus anillos, proeza que repetirá hoy, con la recopilación de más datos.
"La región entre los anillos y Saturno es, al parecer,  el gran vacío " dijo Earl Maize del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA en Pasadena, California. "Cassini seguirá su curso, mientras que los científicos trabajarán en el misterio de por qué el nivel de polvo es mucho menor de lo esperado".
Un ambiente más denso en la brecha provocaría que la antena principal, con forma de platillo, fuese empleada como escudo protector en la mayoría de las futuras inmersiones. Esto habría provocado no poder realizar ciertas mediciones científicas.
Tal y como se desprende de las imágenes tomadas por Cassini y de los modelos elaborados, no parece que existan partículas grandes que pongan en peligro la misión en la región de 2.000 kilómetros de ancho que separan a Saturno de los anillos. Aún así, los científicos prefieren tomar precauciones.
El instrumento de Radio y Ciencia de Onda de Plasma de la Cassini (RPWS) fue uno de los dos instrumentos científicos con sensores que salen del escudo protector de la antena (el otro es el magnetómetro de Cassini). RPWS detectó los impactos de cientos de partículas de anillo por segundo cuando cruzó el plano anular justo fuera de los anillos principales de Saturno (vídeo inferior), pero sólo detectó unos "pings" el pasado 26 de abril.
Cuando los datos de RPWS se convierten a un formato de audio, las partículas de polvo que golpean las antenas del instrumento suenan como estallidos y grietas, que suenan sobre los sonidos habituales de las ondas, en el entorno de partículas cargadas que el instrumento está diseñado para detectar. El equipo de RPWS esperaba escuchar un montón de estallidos y grietas al cruzar el anillo dentro de la brecha, pero en su lugar, los silbidos y chirridos se produjeron de forma sorprendentemente clara.
"Fue un poco desorientador - no estábamos escuchando lo que esperábamos escuchar", dijo William Kurth, líder del equipo de RPWS en la Universidad de Iowa, Iowa City. "He escuchado nuestros datos de la primera inmersión varias veces y probablemente puedo contar con mis manos el número de partículas de polvo que oigo".
El análisis del equipo sugiere que Cassini sólo encontró unas pocas partículas a medida que cruzaba la brecha - ninguna más grande que las partículas que componen el humo (aproximadamente 1 micrómetro). Para comparar podéis escuchar este otro vídeo grabado el  18 de diciembre de 2016, cuando Cassini cruzó el plano de los anillos.
Más información sobre Grand Finale de Cassini, está disponible en:
Fuente: NASA
Posted: 02 May 2017 11:52 AM PDT


La órbita 272 de Cassini se desarrollará entre el 29 de abril y el próximo 6 de mayo, siendo hoy, 2 de mayo el día más importante, ya que volverá a surcar el estrecho espacio que hay entre Saturno y sus anillos.
Hoy, a las 19:38 UT se producirá el cruce, pero hasta mañana a las 14:13 UT no se espera que la nave envíe los primeros datos.
Durante esta órbita, Cassini empleará su magnetómetro (MAG) para realizar medidas del campo magnético de alta intensidad de Saturno, siendo esta la primera vez que se toman este tipo de datos tan cerca del planeta.
Por otra parte, el instrumento ISS observará los anillos mientras el Sol se esconde detrás del planeta. De esta forma, el instrumento podrá examinar los más débiles situados entre los principales. También se recogerán imágenes del anillo D.
El espectrómetro de infrarrojos CIRS observará la luna Rhea para tratar de estudiar su composición y la estructura del material superficial de la luna.
Cassini se acercará al nivel de 1 bar de Saturno y pasará a 4.780 kilómetros del borde interior del anillo D.

Posted: 05 May 2017 08:00 AM PDT


Imagen de la Pequeña Nube de Magallanes obtenida por VISTA. Crédito: ESO/VISTA VMC.
La Pequeña Nube de Magallanes (SMC por sus siglas en inglés) es una galaxia enana, más pequeña que su gemela, la Gran Nube de Magallanes (LMC). Son dos de nuestras galaxias vecinas más cercanas: SMC se encuentra a unos 200.000 años-luz de distancia, tan sólo una doceava parte de la distancia a la conocida galaxia de Andrómeda. Como resultado de las interacciones entre ellas y con la propia Vía Láctea, ambas tienen una forma bastante peculiar.
Su relativa proximidad a la Tierra hace de las Nubes de Magallanes las candidatas ideales para estudiar cómo se forman y evolucionan las estrellas. Sin embargo, aunque ya se sabía que la distribución y la historia de la formación de estrellas en estas galaxias enanas era bastante compleja, uno de los mayores obstáculos para la obtención de observaciones claras de esa formación estelar ha sido el polvo interestelar. Enormes nubes de estos diminutos granos dispersan y absorben la radiación emitida por las estrellas —especialmente en el rango visible—, limitando lo que puede ser visto por los telescopios desde la Tierra. Esto se conoce como “extinción” (producida por el polvo).
SMC está llena de polvo, y la luz visible emitida por sus estrellas sufre una extinción significativa. Afortunadamente, no toda la radiación electromagnética se ve igualmente afectada por el polvo. La radiación infrarroja pasa a través del polvo interestelar mucho más fácilmente que la luz visible, por lo que observando la luz infrarroja de una galaxia podemos aprender acerca de las nuevas estrellas que se forman dentro de las nubes de polvo y gas.
El instrumento VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope) fue diseñado para obtener imágenes de la radiación infrarroja. El sondeo VMC (VISTA Survey of the Magellanic Clouds) se centra en cartografiar tanto la historia de la formación estelar en ambas nubes como su estructura tridimensional. Gracias a VMC se han obtenido imágenes infrarrojas de millones de estrellas de la Pequeña Nube de Magallanes, proporcionando una visión sin precedentes que casi no se ha visto afectada por la extinción del polvo.


Zonas destacadas de la imagen de la Pequeña Nube de Magallanes obtenida por VISTA. Crédito: ESO/VISTA VMC.
Toda la imagen está llena de estrellas que pertenecen a la Pequeña Nube de Magallanes. También incluye miles de galaxias de fondo y varios cúmulos estelares brillantes, incluyendo 47 Tucanae a la derecha de la imagen, que se encuentra mucho más cerca de la Tierra que la Pequeña Nube de Magallanes. ¡La imagen con zoom les mostrará la Pequeña Nube de Magallanes como nunca antes la habían visto!
La abundancia de nueva información en esta imagen de 1,6 gigapíxeles ha sido analizada por un equipo internacional dirigido por Stefano Rubele, de la Universidad de Padua. Se han utilizado modelos estelares de vanguardia para producir algunos resultados sorprendentes.
VMC ha revelado que, si las comparamos con las galaxias vecinas de mayor tamaño, la mayoría de las estrellas de la Pequeña Nube de Magallanes se han formado más recientemente. Estos primeros resultados del sondeo son sólo una muestra de lo nuevos descubrimientos que están por venir, ya que el sondeo continua revelando lo que hay en los puntos oscuros de nuestros mapas de las Nubes de Magallanes.
El artículo “The VMC survey – XIV. First results on the look-back time star formation rate tomography of the Small Magellanic Cloud” fue publicado el 19 de marzo de 2017 por Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
Fuente: ESO

Inicios de la misión Cassini: un gran éxito que nos ha hecho soñar

El 15 de octubre de 1997 la nave Cassini-Huygens despegó desde la estación de Cabo Cañaveral por medio de un cohete Titan IV/B de dos etapas. 20 años después, termina una de las misiones más exitosas de la historia. Por ello, en una serie de artículos repasaremos la historia de esta misión y sus descubrimientos más relevantes.
En el vídeo superior se puede ver el propio despegue, pero todos sabemos que este no es el principio de una misión. Primero hay que planificarla y diseñar los instrumentos que van a ir a bordo de la misión.
Los orígenes de Cassini-Huygens datan de 1982, cuando la Fundación Europea de la Ciencia y la Academia Nacional de Ciencias de Estados Unidos formaron un grupo de trabajo para investigar futuras misiones cooperativas. Entonces, dos científicos europeos sugirieron que podría realizarse una misión al planeta Saturno con un orbitador y una pequeña sonda que aterrizaría en Titán
La NASA y la Agencia Espacial Europea (ESA) realizaron un estudio conjunto de la misión de 1984 a 1985. La ESA continuó con su propio estudio en 1986, mientras que el 1987, la astronauta estadounidense Sally Ride presentó un informe aprobando la misión.
La colaboración entre ambas instituciones, junto a la Agencia Italiana, continuó siendo más que beneficiosa para la misión. En 1992 y 1994 Cassini-Huygens fue atacada políticamente sufriendo recortes presupuestarios. Pero la NASA logró convencer al Congreso de Estados Unidos de que sería imprudente detener el proyecto después de que la ESA ya hubiera invertido fondos en su desarrollo.  El proyecto prosiguió después de 1994, aunque los grupos de ciudadanos preocupados por su potencial impacto ambiental intentaron boicotearlo a través de protestas y demandas hasta y después de su lanzamiento en 1997.
El lanzamiento tuvo lugar el 15 de octubre de 1997 con un cohete Titan IV Centaur y entró en órbita alrededor de Saturno el 1 de julio de 2004.
Posted: 06 May 2017 02:53 PM PDT

A Galileo le llamó la atención que al contemplar a través de su telescopio las estrellas no aumentasen de tamaño como ocurría con las observaciones terrestres o de la propia Luna. E incluso no mostrasen una pequeña figura esférica como ocurría con los planetas. Pero sí percibió que a través de las lentes, las estrellas parecían más luminosas que a simple vista, y que se podían contemplar numerosos astros que eran demasiado débiles como para que el ojo humano pudiera resolverlos. En su búsqueda de mostrar este efecto, Galileo realizó una serie de dibujos en los que recogió las estrellas que se podían ver a través de su instrumento.

Galileo también contempló la Vía Láctea y comprobó que esa mancha lechosa no era más que un conglomerado de innumerables estrellas, tantas que las más débiles escapaban a la potencia de su telescopio. Basándose en esta observación dedujo erróneamente que las nebulosas que se contemplaban a simple vista, como la de Orión, no eran más que un conglomerado de estrellas muy juntas, cuya luz, al sumarse provoca esa nebulosa nívea.
También presentó un esquema de la “nebulosa” del Pesebre, (derecha) y descubrió que no era una única estrella como se creía, sino más de cuarenta, dispuestas a modo de un pesebre entre dos potros.
Es decir, Galileo no logró con sus investigaciones discernir una nebulosa de un cúmulo de estrellas. Dedujo erróneamente que todo objeto neblinoso estaba en realidad compuesto de múltiples estrellas que en realidad no se podían resolver mediante los instrumentos ópticos de la época.


Observación de los cúmulos estelares abiertos.


La observación de los cúmulos abiertos podemos dividirla en dos grandes grupos: la de aquellos cúmulos que podemos percibir a simple vista como las Pléyades, y la de aquellos que están sólo al alcance de los telescopios.
El aspecto que presentan estos cúmulos es diverso. Podemos encontrar cúmulos formados por ramificaciones de estrellas que les confieren una geometría radial (M36, abajo a la izquierda), otros que poseen una geometría esférica y un elevado grado de concentración estelar (M37, abajo a la derecha), y otros que poseen una forma triangular.
No hay que confundir los cúmulos abiertos cuya geometría es esférica con los cúmulos globulares. Las diferencias entre ambos son notables. En los cúmulos globulares, el número de astros suele ser de entre 100.000 y un 1.000.000 de componentes. Están compuestos por estrellas viejas y se encuentran en el halo de la galaxia. En cambio, los cúmulos abiertos constan desde unos pocos miembros a unas pocas centenas, y están situados en el plano de la galaxia.
Nacimiento de los cúmulos abiertos.


Pero, ¿cómo nacen los cúmulos abiertos? El nacimiento de los cúmulos abiertos tiene lugar en el seno de las nubes moleculares de gas y de polvo. Todas las estrellas pertenecientes al cúmulo nacen a partir de la misma nube molecular con una estructura, en general, asimétrica. Las estrellas que albergan suelen ser jóvenes, masivas y muy calientes, encontrándose repartidas en un espacio de unos 30 años luz, debido a las fuerzas de marea que ejercen las estrellas entre sí.
Las nubes moleculares de las que se forman estos cúmulos no tienen una densidad uniforme, por ello, cuando se origina una cierta inestabilidad gravitatoria, ésta se colapsa formando un primer grupo de estrellas muy masivas, en cuyo proceso se invierte aproximadamente de dos a tres millones de años. Las estrellas recién nacidas se desprenden entonces, a causa de los vientos estelares que generan, del cascarón de gas y polvo sobrante del que nacieron, generando con ello otra inestabilidad gravitatoria en la nube primordial, lo que provoca el nacimiento de una segunda tanta de estrellas. Este proceso se repite hasta que el gas interestelar remanente que queda no tiene ya la capacidad de generar más estrellas. Entonces, ya se puede decir que el cúmulo estelar ha nacido.


Con el tiempo estos cúmulos se disgregan a causa de diversos factores como puede ser la permanente atracción gravitatoria que ejerce el núcleo galáctico sobre los cúmulos abiertos así como de su distancia al plano de la galaxia. La fuerza gravitatoria que ejerce el centro de la galaxia en las estrellas de un cúmulo depende de la distancia de las estrellas a dicho centro. Por ello, esta fuerza no es la misma en cada estrella, ya que se encuentran a diferentes distancias por la geometría del sistema estelar. Esto genera unas tensiones en el conjunto que, al cabo de cientos de millones de años, provoca que las estrellas se separen unas de las otras hasta no depender gravitacionalmente entre sí. Pero la distancia galactocéntrica no es el único factor que actúa en esta disgregación. La concentración del cúmulo estelar abierto también es un factor determinante. Cuanto más concentrado esté un cúmulo, más difícil será que sus estrellas se separen gravitacionalmente las unas de las otras. Es decir, cuanto más concentrado esté un cúmulo, más tarde se separarán sus componentes. La densidad estelar que debe poseer un cúmulo para que sea mínimamente estable, debe ser igual o mayor a una estrella por cada parsec cúbico.
Existen muchas más causas que determinan la supervivencia de un cúmulo abierto como son la colisión entre estrellas masivas, existencia de agujeros negros,...
Atendiendo a estos últimos datos, podemos deducir dónde es más fácil encontrar cúmulos longevos. Serían aquellos que presentan una densidad notable y que se encuentran alejados del plano galáctico como es el caso de NGC 188 en Cefeo (arriba a la derecha), que tiene una edad de 5.000 millones de años.
Elementos de un cúmulo estelar abierto.


¿Qué podemos encontrar en un cúmulo abierto? En estas formaciones estelares no sólo podemos encontrar estrellas. También encontramos nebulosas de reflexión (sus gases, al ser iluminados por las estrellas reflejan su luz como si fueran espejos), nebulosas de emisión (emiten su propia luz al espacio por la ionización de sus gases), nebulosas de absorción (nubes muy opacas que absorben la luz de las estrellas situadas tras ellas), sistemas dobles y múltiples, estrellas variables (estrellas que varían su brillo por causas intrínsecas, es decir, por causas relativas a la naturaleza de la propia estrella), otros tipos de estrellas(enanas blancas, estrellas magnéticas,...).
Clasificación de los cúmulos estelares abiertos.
Existen muchos métodos para clasificar los cúmulos abiertos. Aquí expondremos la clasificación de R.J.Trumpler, que tiene en cuenta tres aspectos de los cúmulos:
Grados de concentración:
I.-Cúmulos muy concentrados que destacan mucho del fondo estelar.
II.-Medianamente concentrados, aunque fácilmente distinguibles.
III.-Muy poco concentrados, pero que destacan de las estrellas de campo.
IV.-Cúmulos que no destacan del fondo del cielo.
Grados de brillo:
1.-Muy brillantes; la mayoría de las estrellas del cúmulo son de la misma magnitud aparente.
2.-Medianamente brillantes; tienen igual número de estrellas brillantes y débiles.
3.-Poco brillantes; aquéllos que poseen más estrellas débiles que brillantes.
Grados de riqueza:
R.-Cúmulos ricos o muy ricos; formados por más de 100 componentes.
M.-Medianamente ricos; entre 50 y 100 estrellas.
P.-Pobres o muy pobres: menos de 50 estrellas.
Atendiendo a estos grados, el conocido grupo de las Pléyades tendría la siguiente clasificación: I3R.


Galería de cúmulos estelares abiertos.


En la primera imagen de la izquierda podemos ver al conocido cúmulo estelar de las Hyades. A su derecha está el Joyero. Debajo de las Hyades nos encontramos con dos cúmulos en la misma fotografía: M6 y M7. Y en la última imagen, abajo a la derecha, podemos ver a Sirio con el cúmulo M41.



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