Una del espacio.

Hola.

La misión del Apolo 13 tuvo lugar durante estos días de hace 50 años y quedó para el recuerdo la grave avería por la que tuvieron que volver a la Tierra sin poder pisar la Luna.

Ahora, en su aniversario, la NASA nos ofrece un video en 4K (acelerado) de 2' 24" filmado por la sonda Lunar Reconnaissance Orbiter con el recorrido sobre la superficie de la Luna y las mismas imágenes que pudieron ver aquellos astronautas:
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JOSE ANTONIO MARTINEZ escribió:Hola.

La misión del Apolo 13 tuvo lugar durante estos días de hace 50 años y quedó para el recuerdo la grave avería por la que tuvieron que volver a la Tierra sin poder pisar la Luna.

Ahora, en su aniversario, la NASA nos ofrece un video en 4K (acelerado) de 2' 24" filmado por la sonda Lunar Reconnaissance Orbiter con el recorrido sobre la superficie de la Luna y las mismas imágenes que pudieron ver aquellos astronautas:
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¡Impresionantes imágenes!, Jose Antonio    

Gracias por compartir y un saludo

Hola.

Se publica en Nature, que un equipo internacional de científicos han descubierto con el reciente espectrógrafo ESPRESSO (Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanet and Stable Spectroscopic Observations), instalado en el Very Large Telescope de la ESO, un nuevo exoplaneta gigante ultracaliente denominado WASP-76b.

Está ubicado a 390 años luz de nosotros en la Constelación de Piscis, y siempre muestra la misma cara hacia su estrella, pues tarda lo mismo en rotar sobre su eje que en dar la vuelta alrededor de su cercano astro.

El lado de día perpetuo recibe tanto calor, que la temperatura medida es de 2.400 grados C.: una enorme radiación que produce que las moléculas se dividen en átomos y metales, como el hierro, que se evaporan y ascienden hacia la atmósfera del planeta.

Como el lado de sombra perpetua tiene 1.000 grados C. menos de temperatura, esto provoca la generación de fuertes vientos entre las 2 caras del planeta, que transportan el vapor de hierro hacia el lado de la noche, acaba condensándose y precipitando en literales lluvias de gotas de hierro sobre el suelo de este mundo tan extremo.

María Rosa Zapatero, investigadora del CSIC-INTA y coordinadora del equipo científico de ESPRESSO, dice: "Aunque ESPRESSO se diseñó para 'cazar' exoplanetas similares a la Tierra en órbita alrededor de estrellas como el Sol, ha resultado ser un instrumento mucho màs versátil. Muy pronto nos dimos cuenta del potencial del VLT, que, unido a la gran estabilidad de ESPRESSO, convierten a este telescopio en una herramienta fundamental para el estudio de las atmósferas de exoplanetas".

Un saludo.

Hola.

Quizás el Sistema Solar tuvo en sus orígenes hasta 3 mundos potencialmente habitables al mismo tiempo: Venus, la Tierra y Marte, que no solo estaban en la zona habitable del Sol, sino que probablemente todos tenían mucha o poca agua líquida en su superficie, o bajo ella.
La incógnita reside en cuàndo exactamente dejaron de ser habitables Venus y Marte, y, por supuesto, si tuvieron vida de cualquier tipo alguna vez.

La habitabilidad del Sistema Solar interior depende de 2 factores:
- El comportamiento del Sol, que desde que se formó el Sistema Solar hace unos 4.600 millones de años ha aumentado su luminosidad un 30%.
- La composición de la superficie y atmósfera de los distintos planetas.

El incremento del brillo del Sol en un 30% ha provocado que el límite interior de la zona habitable se haya ido desplazando poco a poco hacia el exterior, lo que ha dejado fuera a Venus y ha ubicado a la Tierra cerca del borde interno.

El Sol seguirá lógicamente aumentando su luminosidad, y en unos 1.000 millones de años se calcula que todos los ocèanos se evaporarán, y la Tierra saldrá de la zona de habitabilidad.
Curiosamente, aunque el Sol primigenio era menos luminoso que en la actualidad, sabemos que Marte tuvo condiciones para ser potencialmente habitable como mínimo durante cientos de millones de años: es lo que se conoce como la "Paradoja del Sol joven", y que tambièn es un problema para explicar las condiciones de la Tierra primitiva.

La "Paradoja del Sol joven" consiste en que existen varias hipótesis, ninguna concluyente al 100%, planteadas por George Mullen y Carl Sagan, que hacen referencia a la contradicción que podemos hallar en el pasado de la Tierra, y que podría decirse que es indispensable para la existencia de vida.
En aquella remota época, el Sol debía emitir solo un 70% de la energía que nos lanza actualmente, y sin embargo, sabemos que la Tierra ya tenía agua líquida porque las evidencias geológicas y paleontológicas nos afirman que esto era así: los indicios de vida más antiguos están datados en unos 3.500 millones de años.

Si Venus dejó de ser habitable por culpa del Sol, Marte ya hace tiempo que no lo es por sus siguientes particularidades como planeta:
- Siempre fue el menor de los 3 mundos debido a la atracción gravitatoria de Júpiter, cuyas migraciones hacia el interior del Sistema Solar provocaron que Marte tuviera menos masa de la que le correspondía.
- Con un tamaño más pequeño, su calor interno fue tambièn menor que el de Venus y la Tierra, lo que provocó que los volcanes marcianos no fuesen capaces de aportar suficientes elementos volátiles, para poder compensar la pérdida de su atmòsfera provocada por una menor gravedad.
- El menor tamaño tambièn fue el causante de que Marte no retuviese una dinamo interna, que crease una magnetosfera potente para proteger la atmósfera del viento solar. Esto lo sabemos gracias a la misión MAVEN de la NASA. A fecha de hoy la atmósfera de Marte solamente tiene 6 milibares de presión y una atmósfera formada casi un 100% por dióxido de carbono.

Las últimas estimaciones nos dicen que hace unos 3.500 millones de años Marte pudo tener una capa global de agua de entre 500 y 1.000 metros de profundidad, de la que solamente ha quedado una capa bajo el suelo de 50 m. de fondo.

Aunque la superficie actual de Marte no es habitable, muy cerca, en el interior, existe hielo de agua que en contacto con posibles fuentes de calor interno es susceptible de formar lagos subterràneos de agua líquida, ayudados por las abundantes sales de percloratos, que permiten bajar el punto de fusión del hielo.

Las distintas misiones robóticas enviadas a pisar suelo marciano y las últimas fotografìas tomadas por los orbitadores, nos han demostrado que Marte tuvo agua en su superficie desde hace 4.100 millones de años hasta hace unos 3.000 millones de años, lo que requirió tener una atmósfera al menos 100 veces la presión superficial que tiene ahora.

Marte se fue haciendo más y más seco, y más y más frío, y durante el mayor tiempo que fue habitable probablemente fue más parecido a una gran bola de nieve que a una pelota azul con ocèanos.
Hace unos 2.800 millones de años Marte ya dejó de ser habitable para siempre.

En cuanto a la superficie de Venus, su pasada habitabilidad es casi toda un misterio.
Ahora tiene 92 atmósferas de presión y 480 grados C. durante el día y la noche, y el 96,5% de su atmòsfera es dióxido de carbono, como consecuencia del brutal efecto invernadero que cambió radicalmente el planeta que vemos brillar por las noches.

Y solamente posee el 0,001% del agua de la Tierra.
Los científicos creen que en su pasado tuvo mucha más agua que ese diminuto porcentaje, por lo que es lógico suponer que en algún momento de su historia fue potencialmente habitable.
Es posible que solamente lo fuese cuando estuvo dentro de la zona habitable del Sistema Solar, o quizàs fue capaz de retener agua líquida en su superficie hasta una época relativamente cercana.
Algunos modelos teóricos señalan que Venus pudo ser habitable hasta hace solo 700 millones de años, o hasta unos 3.000 millones de años, y otros indican que el efecto invernadero comenzó poco después de su formación.

Sea lo que sea, parece que Venus nunca desarrolló una tectònica de placas a semejanza de la Tierra, y, como consecuencia, se piensa que su superficie ha sufrido a menudo episodios volcánicos catastròficos, que, de acuerdo con el conteo de cráteres en su suelo, el último episodio de furia volcánica fue hace unos 700 millones de años.

Si pudiéramos volver al pasado y ver el Sol hace unos 3.000 millones de años, nos encontraríamos probablemente con 3 planetas potencialmente habitables, sin contar ademàs con la luna Europa, con sus ocèanos internos de agua líquida, situados fuera de la teòrica zona habitable, tambièn denominada zona "Ricitos de Oro".

Sabemos que hace 3.000 millones de años en la Tierra ya existía vida unicelular, y se sospecha que también en Marte y Venus, aunque no lo sabemos con certeza: por eso debemos mandar misiones a ambos mundos para intentar explorarlos a fondo, buscàndola.

Mientras tanto, dejemos libertad a nuestra imaginación sobre si Venus y Marte hubieran continuado siendo potencialmente habitables hasta el presente.

Un saludo.

Hola.

Científicos del Centro de Astrofísica Harvard Smithsonian predicen una subestructura intrincada, dentro de las imágenes obtenidas en abril del año 2.019 por el EHT (Event Horizon Telescope) del Agujero Negro Supermasivo (ANS) situado en el centro de la galaxia Messier 87.

En el artículo publicado en Science Advances, Michael Johnson dice: "La imagen de un Agujero Negro en realidad contiene una serie de anillos anidados, y cada anillo sucesivo tiene aproximadamente el mismo diámetro, pero se vuelve cada vez màs nítido, porque su luz orbita el AN más veces antes de llegar al observador. Con la imagen actual del EHT hemos visto toda la complejidad que debería surgir en la imagen de cualquier AN".

Debido a que los AN atrapan los fotones que cruzan su horizonte de sucesos, proyectan una sombra sobre su brillante emisión circundante del gas caliente que cae. Un "anillo de fotones" rodea a esta sombra, producida por la luz que se concentra por la fuerte gravedad cerca del AN. Este anillo de fotones lleva la huella dactilar del AN: su tamaño y forma codifica la masa y la rotación o "giro" del AN.

Un saludo.

Hola.

Se publica en Nature Astronomy que un equipo internacional dirigido por miembros del Instituto Max Planck de Física Gravitacional, piensa que las estrellas de neutrones que se fusionan con los Agujeros Negros (AN) en la mayoría de los casos, probablemente se las traguen enteras, a menos que el AN sea pequeño y/o rote rápidamente.
Esto significa que, si bien tales fusiones podrían ser observables como fuentes de Ondas Gravitacionales, serían invisibles en el espacio electromagnético.

Las estrellas de neutrones (resultantes del colapso gravitacional de una estrella supergigante masiva, después de agotar el combustible en su núcleo, y explotar como supernova), contienen la materia más densa en el Universo observable: son tan densas y compactas, que se puede pensar en toda la estrella como un solo núcleo atòmico ampliado al tamaño de una ciudad.

Con nuevos repasos de los datos obtenidos de la fusión de 2 estrellas de neutrones llamada GW 170817, los científicos han acotado màs el tamaño típico de una estrella de neutrones: entre 10,4 y 11,9 km. de diàmetro.

"Al medir las propiedades de las estrellas de neutrones, los investigadores aprendemos sobre la física fundamental que gobierna la materia en el nivel subatómico. Las fusiones binarias son una mina de oro de aportarnos información", dice Collin Capano, autor principal del estudio.

Un saludo.

Hola.

La combinación de los radiotelescopios VLA y ALMA ha generado hasta 300 imágenes de discos protoplanetarios en las Nubes de Orión, que rodean a jóvenes estrellas, en donde se revelan nuevos detalles sobre la formación de los planetas en las primeras etapas de los procesos de creación estelar.

Los astrònomos buscan desde siempre entender cómo empiezan a formarse estos discos protoplanetarios, y qué aspecto tienen al principio en las estrellas infantiles.

Apuntaron con estos 2 radiotelescopios a las nubes moleculares de Orión, y el estudio reveló la masa y el tamaño promedio de estos jovenes discos protoplanetarios y sus jovenes estrellas, para poder compararlos con otros discos màs desarrollados, ya vistos y estudiados anteriormente por ALMA.

"Entre cientos de imágenes, 4 protoestrellas recièn nacidas tenían un aspecto amorfo e irregular. Creemos que se encuentran en una de las primeras etapas de formación, y es posible que alguna ni siquiera sea una protoestrella: es probable que no tenga ni siquiera 10.000 años", explica Nicole Karnath de la Universidad de Toledo (Ohio).

Para ser considerada una protoestrella típica (clase 0), una estrella debe tener no solamente un disco que gire a su alrededor, sino además un chorro que expulse material en direcciones opuestas y despeje la densa nube que rodea la estrella, hasta volverla visible en el espectro óptico.
Estos chorros son importantes porque impiden que las estrellas pierdan su eje giratorio mientras aumentan de tamaño.
Todavía desconocen los astrónomos en qué momento comienzan a generarse estos chorros.

Una de las jóvenes estrellas observadas ahora en este vivero (HOPS 404) posee un chorro de solo 2 km/segundo, cuando los chorros de las protoestrellas suelen tener entre 10-100 km/segundo.
"Es un gran sol hinchado que sigue acumulando mucha masa, pero acaba de comenzar a producir su chorro, para perder impulso angular y continuar creciendo. Es uno de los chorros màs diminutos que hemos visto, y avala nuestra teoría sobre la primera etapa de formación de las protoestrellas", cuenta Nicole Karnath.

Un saludo.

Hola.

Un artículo publicado en Science Advances nos explica que el pasado viernes día 20 la sonda lunar china Chang'e 4 y su róver Yutu-2 comenzaron el decimosexto día lunar explorando la cara oculta de nuestro satèlite, y Yutu-2 ya ha recorrido 405,5 metros con su radar LPR de profundidad.
Un día lunar equivale a 14 días en la Tierra, y una noche lunar lo mismo.

Hay que recordar que la sonda Change'4 fue lanzada el 08.12.2018 y pisó suelo el 03.01.2019 en el cráter Von Kárman dentro de la gran cuenca de impacto Polo Sur-Aitken, una de las mayores conocidas del Sistema Solar.

Con el radar LPR que porta, el pequeño róver Yutu-2 ha sido capaz de estudiar el subsuelo lunar hasta unos 40 m. de profundidad.
Ha encontrado que toda la superficie de la Luna está cubierta por un manto de 12 metros de espesor de regolito, resultado de millones de años de sufrir impactos de cuerpos de todos los tamaños, que han pulverizado las rocas superficiales.

El radar LPR ha confirmado que debajo de esos 12 m. comienzan a aparecer bloques de roca a causa de choques de objetos de mayor tamaño, y por debajo de 24 m. se aprecian rocas cada vez màs grandes, procedentes del lecho rocoso primigenio, que se alternan en diferentes estratos con materiales más finos.

Este perfil se debe a que la Luna, poco después de su formación, pasó por una fase de "océano de magma", estando la superficie totalmente fundida.
Después de solidificarse la corteza, abundantes asteroides y cometas la golpearon sin descanso, fragmentando la corteza hasta una profundidad estimada de unos 10 km.
Los grandes bloques que ha observado Yutu-2 en la superficie lunar salieron expulsados por impactos de cuerpos menores, y se piensa que esta zona de grandes rocas procedentes del lecho rocoso se extiende hasta 2 km. de profundidad.

El radar LPR tiene 2 modos, alta y baja frecuencia (60 MHz y 500 MHz), pero estos resultados se basan solamente en los datos de 60 MHz., asì que se esperan obtener en breve tiempo nuevos datos sobre el subsuelo de la cara oculta de la Luna.

El anterior róver chino Yutu-1 tambièn portaba un radar, pero se desplazó muy poco sobre la superficie, los datos tenían mucho ruido, y solamente alcanzaron hasta los 10 m. de profundidad.

El CSM América del Apolo 17 y la sonda japonesa Kaguya llevaban los dos un radar capaz de penetrar hasta unos 2 km. de profundidad, pero, al estar situados ambos en órbita, su resolución era muy baja.

Un saludo.

Hola.

La NASA ha seleccionado 4 propuestas para otras tantas misiones, de la cuales 2 seràn finalistas en el año 2.021 para convertirse en misiones de astrofísica que serán lanzadas en el 2.025.
Cada propuesta recibirá ahora 2 millones de $ para realizar un estudio de concepto de misión de 9 meses:

- ESCAPE: misión de caracterización estelar ultravioleta extrema para la física y la evolución atmosférica. Estudiarìa estrellas cercanas, en busca de fuertes y rápidos destellos ultravioleta. El objetivo es determinar con qué probabilidad los destellos despojan a la atmòsfera de un planeta rocoso que orbita la estrella, afectando a las condiciones de habitabilidad.

- El generador de imágenes de contraparte ultravioleta de Ondas Gravitacionales: consta de 2 satélites pequeños independientes, cada uno escaneando el cielo en una banda ultravioleta distinta. Detectarìan la luz del gas caliente en la explosión que sigue a una explosión de OG causadas por la fusión de 2 estrellas de neutrones, o un Agujero Negro fusionàndose con una estrella de neutrones.

- LEAP: consiste en un polarímetro de explosión de àrea grande montado en la ISS y estudiarìa los chorros energéticos, lanzados durante la muerte explosiva de una estrella masiva o la fusión de estrellas de neutrones. Complementarìa al Explorador de Polarimetría de rayos X Imaging de la NASA, que se lanzará en el año 2.021.

- COSI o espectrómetro y generador de imagenes Compton. Escanearía la Vía Láctea, midiendo los rayos gamma de elementos radiactivos producidos durante las explosiones estelares, para mapear la historia reciente de la muerte estelar, y la producción de elementos. Mediría la polarización para mejorar la comprensión de cómo las explosiones còsmicas energèticas producen rayos gamma.

Un saludo.

Hola.

La nave Hayabusa-2 de la agencia japonesa JAXA salió de la Tierra en diciembre del 2.014 y llegò al asteroide Ryugu con forma de peonza, a 244 millones de kilómetros de nosotros y de 900 m. de diàmetro en junio del año 2.018.

Hayabusa-2 lanzó el proyectil SCI (Small Carry-on Impactor) de cobre, de tamaño igual a una pelota de tenis y con 2,5 kg. de peso en abril del 2.019 contra la superficie del asteroide.
Hizo un cráter de 10 m. de diámetro, 7 veces mayor del tamaño que hubiera tenido en la Tierra, y se eyectó una pluma de materiales para poder estudiarlos a corta distancia con los instrumentos de a bordo.

Ahora, se publica en Science los resultados, que nos dicen que la superficie de Ryugu sola y sorprendentemente tiene 8,9 millones de años: anteriormente se pensaba que tenía unos 160 millones de años.

Aunque Ryugu está hecho de materiales de hasta 4.600 millones de años, el asteroide se fusionò con los restos de otros asteroides solo hace esos años, resultando que Ryugu está formado por una acumulación por gravedad de materiales sin cohesión: prácticamente igual que arena suelta.

En julio del 2.019 Hayabusa-2 descendió hasta casi tocar el suelo de Ryugu y recogió con un brazo robótico muestras del fondo de ese cráter generado por el SCI, que traerá de vuelta en el futuro para ser exhaustivamente analizadas de este asteroide que orbita entre la Tierra y Marte.

Un saludo.

Hola.

Un grupo de astrónomos japoneses han publicado un artículo en Astrophysical Journal, donde informan que han observado evidencias de un posible Agujero Negro Intermedio (ANI) cerca del centro de la Vía Làctea.

El hallazgo se debe a la detección del movimiento de varias nubes de gas, denominadas HCN-0.085-0.094 y han llegado a la conclusión de que estas nubes se hallan en torno a un objeto de 10.000 masas solares.

Sin embargo, al observar dicha región, no existe señal de objeto alguno, luego concluyen que se debe tratar de un ANI "tranquilo", es decir, que no consume masa actualmente, y, por tanto, no emite radiación alguna y no puede ser detectado.

Incluyendo este ANI, ya hay otros 5 candidatos a ANI, pero ninguno ha sido confirmado todavìa, aunque las evidencias apuntan a que existen y podrían ser incluso abundantes en la zona central de la Vía Láctea.
Si se confirmara en un futuro su existencia, serían como una especie de eslabòn perdido en el mundo de los Agujeros Negros: sería el paso entre los AN de masa estelar y los ANSupermasivos.

El AN de masa estelar más masivo observado hasta la fecha tiene 62 masas solares y fue detectado gracias a las Ondas Gravitacionales.
Los ANS tienen millones de masas solares, como Sagitarion A en el centro de nuestra galaxia con 4,3 millones, y pueden comenzar en unas 100.000 masas solares.

Los ANIntermedios, de existir, tendrían un abanico de entre 1.000 y 100.000 masas solares.
A modo de ejemplo, el horizonte de sucesos de un ANI de 32.000 masas solares sería de tamaño como el diámetro de Júpiter, y el descubierto ahora, de 10.000 masas solares, tendría el horizonte de sucesos algo mayor que el diámetro de Urano o Neptuno.

Si se lograra demostrar la existencia de ANIntermedios, tendríamos varias preguntas sin respuesta:
- ¿Cómo se forman los ANI?...
- ¿Y los ANS?...
- ¿Son un paso intermedio de los de masa estelar a los ANS?...
- ¿Hasta qué punto son comunes en el Universo?...
- ¿Cómo encajan exactamente en la familia de los Agujeros Negros?...

Mientras se concreta la existencia de los ANIntermedios, los AN de masa estelar y los ANSupermasivos están para los científicos completamente separados y con diferentes evoluciones.

Un saludo.

Hola.

La agencia japonesa JAXA en colaboración con Francia, Alemania y EE.UU. lanzará la sonda MMX (Martian Moons Exploration) hacia la luna Fobos de Marte en el año 2.024.

Llegará en 2.025 a la órbita de Marte con sus 4.000 kg. de peso, y estará compuesta por 3 módulos, con un pequeño róver de medidas 44x52x35 cm. y 29 kg. de peso que se posará en el suelo de Fobos, se desplazará con sus 4 ruedas, y recogerá muestras que llegarán a la Tierra en julio del 2.029.

Con la escasísima gravedad (0,0057 m/s2) de Fobos (que mide 27x21x18,5 km. y una densidad de 1,85 gramos/cm3), las 4 ruedas del róver estarán en el límite de poder moverse muy despacio por la superficie, pues si no fuera así, comenzaría a dar peligrosos saltos en el vacío con consecuencias nada halagüeñas.
Debido a esto, la velocidad de desplazamiento serà entre 0,1 y 4 mm/segundo.

El róver tiene forma de caja rectangular y lleva en cada uno de los dos laterales 2 ruedas plegadas, que, una vez haya tocado el suelo de Fobos (da igual si cae en posición lateral o boca abajo), se desplegarán de modo inteligente en la posición correcta las 4 ruedas.

Cada rueda lleva incorporado un motor eléctrico, y la energía del róver la captarán 3 paneles solares que generarán entre 85 y 109 Wh. por cada día de Fobos (de 7,5 horas de duración, sin contar con los "eclipses" al pasar por la sombra de Marte).
La mayor parte de esta energía se usará en mantener caliente el interior del róver con sus varios instrumentos, porque en Fobos hace, de verdad, bastante frío.

Los instrumentos que portarà el róver son:
- Espectrómetro RAX.
- Sensor GRASS: para medir la aceleración gravitatoria y su sentido.
- Radar GRAMM: estudiará el subsuelo hasta unos 100 m. de profundidad.
- Llevará 2 cámaras frontales de navegación NavCAM a color, y otras 2 cámaras WheelCAM en blanco y negro que apuntarán a las 4 ruedas, para saber de antemano cómo es la superficie del suelo por donde se van a desplazar. Estas 2 últimas cámaras llevan iluminación de LEDs de varios colores, para poder conducir con seguridad por la noche.

Como nadie sabe a ciencia cierta las propiedades físicas del polvo de regolito de Fobos, el primer desplazamiento será a la mínima velocidad posible, y las cámaras observarán con detalle las huellas dejadas por las 4 ruedas.

El róver no puede comunicarse directamente con el control de mando de la Tierra, sino a través del orbitador MMX, con lo que las órdenes en las comunicaciones tendrán un obligado retraso de horas o incluso días, pues hay que contar que Fobos orbita a Marte y este último hará a veces de escudo contra las transmisiones entre el orbitador MMX y la Tierra.

Se espera que el róver nos trasnsmita impactantes imágenes a color de Fobos, y ayude mucho a saber si este pequeño satélite se formó o no como resultado del choque de un asteroide contra Marte hace millones de años, que eyectó escombros hacia el espacio que terminaron compactándose gravitacionalmente, o quizàs, es un asteroide que se acercó demasiado y fue capturado por el planeta rojo.

Un saludo.

Hola.

El espejo primario de 6,5 metros de diámetro del telescopio James Webb ha sido desplegado por vez primera en el Centro Goddard de la NASA.
Se instaló un equipo especial de compensación de gravedad en el espejo, para poder simular el entorno de gravedad cero donde operarán los mecanismos del despliegue en el espacio.
Esta operación se repetirá poco antes de ser enviado a su lugar de lanzamiento, y despegará dentro de un cohete Ariane 5 con un carenado interno ùtil de 5 m. de diámetro.

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Un saludo.

Hola.

Desde hace unas dècadas, los astrónomos saben que el disco de la Vía Láctea no tiene una estructuea plana, sino que es algo curvado hacia abajo por un lado y algo curvado hacia arriba por el otro.
Hace años que se teoriza si es debido a la influencia del campo magnètico intergalàctico, o quizás a los efectos de un halo de Materia Oscura, que se espera que rodee a las galaxias.
Si tal halo tuviera una forma irregular, su fuerza gravitacional podría doblar el disco de la galaxia.

Ahora, un equipo de científicos al mando de Eloisa Poggio del Observatorio Astrofísico de Turín, han usado datos de la segunda publicaciòn de la misión Gaia (que mapea la Vía Làctea en 3D, determinando con extrema precisión las posiciones de más de 1.000 millones de estrellas y estimando sus distancias desde la Tierra), para confirmar anteriores indicios de que la deformación del disco no es estática, sino que cambia su orientación con el transcurso del tiempo: es un fenómeno llamado precesión.

Por otra parte, tambièn han visto que la velocidad del proceso es mucho más rápida de lo esperado: más rápido que el campo magnético intergalàctico, o el halo de Materia Oscura.
Esto sugiere que esta gran velocidad debe ser causada por algo mucho màs poderoso, como una colisión con otra galaxia cercana, que causaría una onda de choque sobre la Vía Láctea.

La principal candidata es la galaxia enana Sagitario, que orbita la Vía Láctea, y que los astrónomos piensan que será absorbida poco a poco por la Vía Láctea, en un proceso que ya está en marcha.

Como el satélite Gaia tambièn mide las velocidades individuales a las que se desplazan las estrellas en el cielo, esto permite a los astrònomos reproducir la película de la historia de la Vía Láctea hacia adelante y hacia atrás en el transcurso del tiempo.

Esperarán a los 2 próximos lanzamientos de datos de Gaia, ahora en su sexto año operativa, que se producirán en este mismo año y en la segunda mitad del 2.021, para intentar acotar qué galaxia pròxima es la causante de torcer el disco de la Vía Láctea.

Un saludo.

Hola.

El observatorio de rayos X Chandra de la NASA está en órbita alrededor de la Tierra desde julio del año 1.999, y al inicio de la tercera dècada Chandra sigue plenamente operativo, listo para seguir revelándonos mediante colaboraciones con otros observatorios nuevos secretos del Universo violento.
Ha estudiado el firmamento en longitudes de onda cortas: la mejor ventana para contemplar Agujeros Negros colosales, cúmulos de galaxias y remanentes de supernova.

El telescopio registra la posición, la energìa y la hora de llegada de cada fotón de rayos X que alcanza a sus detectores. Esta característica, unida a unas imágenes excepcionalmente nítidas y a la capacidad de captar rayos X en un amplio abanico de energías, ha transformado nuestra manera de entender grandes misterios còsmicos, desde la Materia Oscura y la gènesis de las estrellas, hasta las propiedades de los planetas del Sistema Solar.

Chandra fue diseñado para resolver una pregunta clave de la astronomía de rayos X: ¿què origina el llamado "fondo de rayos X", la difusa radiación de alta energìa que parece provenir de todas las direcciones del cielo?
Sin embargo, Chandra es tambièn un telescopio de propósito general, cuyo tiempo de observación, asignado tras una convocatoria anual de propuestas, se reparte entre miles de científicos de todo el mundo que trabajan en diversos proyectos.

Incluso tras 2 décadas de funcionamiento, Chandra recibe entre 500 y 650 propuestas al año: equivalente a un tiempo de observación 5,5 veces mayor que el que pueden conceder, una carrera sumamente competitiva.
En estos años, el observatorio nos ha brindado hallazgos extraordinarios.
Consiguió su objetivo original cuando descubrió que, en su mayoría, el misterioso fondo de rayos X provenía de los Agujeros Negros Supermasivos que moran en el centro de otras galaxias.

También ha revelado los secretos de otros fenómenos:
- Las emisiones en rayos X de los potentes chorros de plasma que expulsan los Agujeros Negros mientras engullen materia.
- Las brillantes auroras en la atmósfera de Júpiter.
- Colisiones de estrellas de neutrones que tambièn han sido detectadas en Ondas Gravitacionales.
- O incluso Agujeros Negros de tamaño estelar, acertadamente llamados "fuentes de rayos X ultraluminosas".

En total, los artículos científicos basados en las observaciones de Chandra ya superan los 8.000, con una comunidad de usuarios con más de 4.000 científicos repartidos por todo el orbe.

Continuará.

Un saludo.

Hola.

Continúo con la segunda y última parte sobre Chandra.

Chandra cumple ahora poco màs de 20 años y continúa viento en popa.
Belinda J. Wilkes ejerce como directora del Centro Chandra de Rayos X en Massachusetts, desde donde controlan todas las operaciones del telescopio.

Con la puesta en marcha de nuevos instrumentos, como el Telescopio de Horizonte de Sucesos (EHT) o el James Webb dentro de un año, entre otros muchos, los científicos esperan que en los años venideros Chandra continúe abriendo nuevos caminos y expandiendo nuestro conocimiento de algunos de los fenómenos más violentos del Cosmos.
En general, combinar datos de telescopios permite obtener una imagen mucho màs completa de un mismo fenòmeno astrofísico, al posibilitar su estudio en diferentes bandas del espectro.

En sus primeros días, Chandra apuntó al cuásar PKS 0637-752: un Agujero Negro Supermasivo (ANS) en el núcleo de una galaxia distante, que estaba absorbiendo grandes cantidades de materia, y a medida que caía, ese material se calentaba tanto que eclipsaba a los 100.000 millones de estrellas de la galaxia.
La luz que se extendía a la derecha de esa imagen obtenida era completamente inesperada, y los científicos pensaban en un primer momento que el telescopio se había averiado.

Sin embargo, Chandra había detectado las emisiones en rayos X de un chorro de plasma expulsado por la materia que se precipitaba hacia el ANS.
Ese chorro ya se habìa divisado en ondas de radio, pero no esperaban verlo en rayos X.
Las imágenes de Chandra han dado lugar a importantes progresos en la comprensiòn de la física de los ANS.

Entre los resultados más célebres de Chandra se encuentra la imagen del cúmulo de Bala, formado por 2 cúmulos de galaxias en colisión.
El gas caliente se ve en rayos X y las galaxias se observan en luz visible.
A partir de la luz visible puede inferirse la distribución de Materia Oscura (MO), debido a la distorsión gravitatoria inducida en las imàgenes de las galaxias: un efecto conocido como lente gravitacional.

Esa separación entre el gas caliente y la MO proporcionó el primer indicio directo de la presencia de la MO. También demostrò que la MO no interacciona ni consigo misma ni con la materia ordinaria, pues se mueve con las galaxias y no "ve" el material circundante.
Por el contrario, el gas caliente sí interacciona y se frena, lo que da lugar a la forma de bala que da nombre a los cúmulos.

Ademàs de localizar ANS y cúmulos de galaxias lejanos, Chandra ha logrado asombrosos descubrimientos en el Sistema Solar, como las imágenes de Júpiter que muestran la emisión de rayos X de las auroras boreales de los polos norte y sur, una característica nunca vista antes en otro mundo del Sistema Solar.

Se cree que los rayos X se generan en Júpiter cuando los campos magnéticos canalizan partículas desde el anillo ecuatorial que rodea al planeta gaseoso.
Se espera que el estudio de los datos obtenidos en 2.019 por Chandra y por la sonda Juno, en órbita de Júpiter, proporcionen información detallada del proceso.

La visión en rayos X de Chandra puede penetrar en las espesas nubes de gas y polvo de Orión, y revelar las estrellas nacientes, ocultas a los telescopios tradicionales de luz visible.
Estos astros jóvenes presentan temperaturas muy elevadas, y son objeto de violentos procesos: su gravedad atrae materia, los campos magnéticos la aceleran y los vientos estelares vuelven a expulsarla a medida que la estrella nace y comienza a brillar.

La primera imagen oficial de Chandra, un retrato del remanente de supernova Casiopea A, demostró de inmediato la gran resolución espacial del telescopio: en ella se vio por vez primera la largamente buscada estrella de neutrones del centro de la nebulosa.
Este astro compacto fue lo que quedò cuando, en un evento cuya luz alcanzó la Tierra hace 340 años, una estrella mucho mayor que el Sol explotó en forma de supernova.
Esa imagen combinaba los datos obtenidos por Chandra a lo largo de varios años, a lo largo de los cuales ha ido revelando más y más detalles de la compleja estructura.

A ello se suma la resolución energética del telescopio: esta ha permitido identificar distintos elementos químicos que se crearon en el interior de la estrella y que fueron eyectados durante la explosión, como silicio, azufre, calcio y hierro.
Y el anillo exterior correspondía a la emisión de partículas de alta energía aceleradas por la onda de choque de la explosión, un aspecto también descubierto por Chandra.

Un saludo.

Hola.

Suspendidas cerca del fondo del mar Mediterráneo, frente a las costas de Francia e Italia, 126 esferas de cristal del tamaño de un balón de fútbol aprovechan el propio mar para buscar señales de Materia Oscura, supernovas y colisiones de estrellas de neutrones.
Se trata de los primeros de muchos otros dispositivos de esta clase que desplegará el proyecto KM3NeT: acrónimo de Telescopio de Neutrones de un Kilómetro Cúbico.

Los neutrinos son partículas elementales carentes de carga eléctrica y que apenas poseen masa, y a diferencia de los rayos còsmicos, la trayectoria de los neutrinos no se ve afectada por los campos magnéticos del espacio intergaláctico.
Su estudio complementa al que aportan otras fuentes, como la radiación electromagnètica y las Ondas Gravitacionales.

Apenas interaccionan con otras partìculas, por lo que pueden atravesar extensas regiones de materia y recorrer distancias astronómicas sin sufrir alteraciones: ese comportamiento tan fantasmal los convierte en idóneos candidatos para estudiar el Cosmos.

El KM3NeT ocupará un volumen efectivo de 1km3 de agua (como 400.000 piscinas olímpicas) repartido entre 2 instalaciones que usarán agua circundante a modo de una lente gigantesca. Más de 6.000 esferas, cada una equipada con 31 detectores muy sensibles denominados tubos fotomultiplicadores, se engancharán a sendos cables anclados al fondo marino, y que se mantendrán tensos por medio de boyas.

Por cada millón de neutrinos que atraviese el agua, tal vez 1 o 2 interaccionen con los quarks que componen los núcleos de los átomos de hidrógeno y oxígeno del agua circundante. Puesto que los neutrinos cósmicos poseen una elevada energìa, tales interacciones generan partículas cargadas que se mueven a gran velocidad.

Tanto es así que, en el interior del agua, tales partículas avanzan más rápido que la propia luz en dicho medio. Ello genera un efecto òptico que Pascal Coyle (del Centro de Física de Partículas de Marsella), compara con el estallido que produce un avión cuando rompe la barrera del sonido.
La radiación liberada en el proceso, llamada luz de Cherenkov, es entonces analizada por los detectores submarinos, lo que a la postre permite reconstruir la energía y la dirección del neutrino incidente.

En comparación con los demás telescopios de neutrinos existentes, KM3NeT será único por su capacidad para observar el cielo del hemisferio sur con una resolución direccional y energética sin precedentes, además de su portentoso tamaño.
El experimento en el lado francés finalizará en el año 2.024 y detectará los neutrinos de baja energía que se generan cuando los rayos còsmicos interaccionan con la atmósfera terrestre.
Conforme atraviesan el planeta, estas partìculas proporcionan una radiografía de su interior.

El emplazamiento italiano comenzará a operar en 2.026 y se centrará en los neutrinos generados en explosiones de lejanas estrellas y, según algunas teorías, en zonas de gran densidad de Materia Oscura cuando esta colisione consigo misma.

Un aspecto curioso del nuevo telescopio, es que obtendrá imágenes mucho más nítidas cuando mire "hacia abajo". Ello se debe a que de esta manera podrá usar la Tierra a modo de filtro, y evitar así las múltiples partículas que se generan continuamente en la atmósfera cuando los rayos cósmicos chocan contra ella. De todas las partículas producidas de este modo, solamente los neutrinos son capaces de atravesar la Tierra.

Un saludo.

Hola.

El 13.03.1912 es una fecha que para la gran mayoría no trae ningún recuerdo especial.
Ese día, sin embargo, la astrónoma Henrietta Leavitt publicaba en el Harvard College Observatory Circular que había encontrado un resultado sorprendente: para cierto tipo de estrellas pulsantes (aquellas cuyo brillo aumenta y disminuye con el tiempo), las llamadas cefeidas, el periodo de pulsación dependía de su luminosidad intrìnseca, es decir, de la cantidad de luz que emitían.

Así pues, bastaba con medir la duración de sus pulsaciones y su brillo aparente (la fracción de luz que llega a la Tierra) para deducir la distancia a la que se encontraban.
Leavitt nos proporcionò así un método fiable para medir la distancia a objetos muy lejanos, las galaxias, gracias a lo cual nuestro conocimiento del Universo dio un gigantesco paso adelante.
De no ser por su prematura muerte, es posible que su hallazgo le hubiera merecido un premio Nobel.

La historia del hallazgo de Leavitt muestra hasta qué punto nuestra comprensiòn de los objetos astronómicos depende de la capacidad para medir cuán lejos están. Esta cuestión ha preocupado a los astrónomos desde el nacimiento de su disciplina y, aún hoy, sigue siendo uno de los mayores quebraderos de cabeza en astrofísica y cosmología: ¿cómo medir la distancia a algo que no podemos tocar?

En 2.018 un artículo publicado en Nature anunció un descubrimiento sorprendente: la existencia de una galaxia sin Materia Oscura, que causó conmoción entre la comunidad astronómica, ya que la existencia de esta sustancia invisible constituye uno de los pilares de nuestro moderno entendimiento del Universo.

Sin embargo, 2 recientes trabajos del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) han llegado a la contraria conclusión. Un cálculo más cuidadoso de la distancia a la que se hallan las galaxias implicadas, revela que estas se encuentran mucho más cerca de lo supuesto inicialmente, con lo que sus propiedades anómalas desaparecen.

A lo largo de la historia, la distancia a la que se hallan los objetos en el Cosmos ha sido fuente de polémicas. Un ejemplo fue el célebre "Gran Debate" del año 1.920 entre Harlow Shapley y Heber Curtis.
En ese debate se discutía sobre la naturaleza de lo que entonces se conocía como "nebulosas espirales".
Para Shapley, estas estructuras eran pequeños objetos pertenecientes a nuestra propia galaxia.

Curtis, en cambio, defendía que debían estar muchísimo màs lejos y constituir, por tanto, entidades independientes y tan grandes como la Vía Làctea.
Poco después, los estudios de Leavitt sobre las cefeidas se revelaron clave para resolver esta disputa y convertir nuestro Universo en uno poblado por innumerables galaxias.

Continuará.

Un saludo.

Hola.

Hoy en día asistimos a debates igual de intensos y fundamentales.
Uno de ellos es el relacionado con la velocidad a la que se expande el Universo actual, cuya soluciòn podrìa conducir al descubrimiento de nueva física.
Otro surgió hace casi 2 años con la publicación del artículo titulado "¿Una galaxia sin Materia Oscura?".

Los autores de aquèl trabajo, liderados por Pieter van Dokkum de Yale, comunicaban el hallazgo de una galaxia enana (con 300 veces menos estrellas que la Vía Láctea), cuya dinámica interna podría explicarse sin necesidad de suponer la existencia de Materia Oscura (MO).
De ser cierto, las consecuencias serían de primer orden, pues uno de los cimientos de la moderna teorìa de formación de galaxias es justamente la existencia de MO.

Sucede que sin esta invisible materia, no sabríamos explicar cómo pudo producirse la atracción gravitatoria suficiente para que el gas inicial que forma las estrellas se agrupase, y diese lugar a las galaxias. Asì pues, a raìz de dicha publicación comenzó una carrera frenética por entender la naturaleza de aquella enigmática galaxia.

La galaxia en cuestión, NGC 1052-DF2, presentaba otra característica que la hacìa aún màs extraña: sus cúmulos globulares (agrupaciones esféricas de estrellas que orbitan alrededor de casi todas las galaxias conocidas), eran anormalmente luminosos. Alertados por este hecho, el grupo del IAC decidió explorar con detalle cuán lejos se encontraba realmente la galaxia.

Si por alguna razón, NGC 1052-DF2 se hallase más cerca de lo que originalmente había supuesto el grupo de Yale, su dinámica interna no solo implicaría la existencia de MO, sino que su población de cúmulos globulares serìa tambièn normal. Esta galaxia se encuentra demasiado lejos para aplicar el mètodo de Leavitt, ya que resulta muy difícil resolver sus cefeidas de manera individual.

Así pues, debemos recurrir a otros indicadores de distancia menos precisos pero que, a cambio, permiten examinar objetos más remotos. En este caso, la estimación original de la distancia a esta galaxia enana ultradifusa (también llamada KKS2000-04) situada en la constelación de la Ballena, se había logrado mediante una tècnica conocida como "fluctuaciones de brillo superficial".

Dicho método se basa en dividir la imagen de la galaxia en varias áreas, o "píxeles", y examinar las diferencias de brillo existentes entre ellas. En una galaxia relativamente cercana, cada píxel contendrà pocas estrellas y, por pura estadística, algunos incluirán estrellas muy brillantes (las cuales son tambièn muy escasas) y otros no.

Continuará.

Un saludo.

Jose Antonio, muchas gracias por tus aportaciones, ha sido una entretenida lectura para esta tarde de viernes santo.

No hace mucho tuve una entretenida charla con un astrofísico del ESAC-Centro Europeo de Astronomía Espacial, que por cierto está en Villanueva de la Cañada.

La charla fue acera de  la vida y la muerte de la galaxia, mi parecer era que en general el universo tiende a la destrucción, por el motivo que los agujeros negros cada vez son mas potentes dado que engullen todo lo pasa cerca de ellos, por lógica mayor masa mayor gravedad, en esa crecida de su influencia acabaría por engullir todo, Via Lactea incluida, pero según el Centro Europeo de Astronomía para nuestra tranquilad parece ser que el universo está ya en un equilibrio de casi absoluta compensación,  algo muy esperanzador.  Hasta aquí todo va bien lo malo es que según sus estudios o teorías independientemente del lo mencionado anteriormente por Jose Antonio sobre el Sol por su incremento de temperatura, mantienen la teoría, que la Tierra pasa por periodos relativamente cortos de exterminio, tanto por exceso de temperatura como por congelación.

Hola.

Como consecuencia, observaremos variaciones de brillo considerables entre los distintos píxeles de la imagen. Si, por el contrario, la galaxia se halla muy lejos, cada píxel abarcará un número enorme de estrellas, de manera que todos ellos presentaràn un brillo similar.
En otras palabras: cuanto mayor sean las diferencias de brillo entre los distintos píxeles, más cerca se encontrará el objeto. Con una calibración adecuada, este método permite estimar la distancia a la que se halla una galaxia.

Según esta tècnica, el equipo de Van Dokkum encontró que KKS2000-04 se encontraba a unos 20 megapàrsecs (Mpc), igual a unos 65 millones de años luz.
Ademas, dicha distancia coincidía con la estimada para otra galaxia gigante que se hallaba en la misma línea de visión que KKS2000-04.
Por tanto, esta última (una galaxia enana) podía entenderse como una galaxia satèlite de la primera.
Todo parecìa encajar. No obstante, había un punto débil en el razonamiento del grupo de Yale.

La técnica de las fluctuaciones de brillo se habìa calibrado usando galaxias muy masivas, densas y con una población estelar rica en "metales" (término que en astronomía se refiere a todos los elementos más pesados que el helio).
Sin embargo, KKS2000-04 es muy poco densa (casi podemos ver a travès de ella) y sus estrellas son pobres en metales. Así pues, ¿podía aplicarse el método propuesto por Van Dokkum y su equipo?

Por fortuna, muy poco después de la publicación en Nature, apareció un artìculo en el que otro grupo calibraba el método de las fluctuaciones de brillo con galaxias mucho más parecidas a KKS2000-04.
Al aplicar esta nueva calibración, la distancia a la galaxia en disputa se reducía automáticamente hasta unos 15 Mpc: es decir, un 25% menos.

No contentos con este resultado, el grupo del IAC decidió explorar otros indicadores de distancia. El método más robusto que encontraron fue el conocido como "brillo de la parte alta de la rama de gigantes rojas", tambièn llamado TRGB por sus siglas en inglés.
Esto se basa en que las estrellas gigantes rojas, durante un corto periodo de tiempo llamado "fogonazo del helio", alcanzan un brillo máximo muy intenso cuya luminosidad en el infrarrojo es siempre la misma.
Esta técnica se parece en espíritu a la de Leavitt, pero permite calcular distancias hasta unos 20 Mpc, siempre y cuando la resolución permita identificar gigantes rojas de manera individual.

Continuará.

Un saludo.

Hola.

Anoto la cuarta y última parte.

Por fortuna, KKS2000-04 había sido observada con dicha resolución por el telescopio espacial Hubble.
De inmediato se pusieron manos a la obra y analizaron sus gigantes rojas.
Aquello no fue tarea fàcil, ya que los datos del Hubble se encontraban en el límite de resolución requerido. De hecho, esa fue una de las razones por las que el grupo de Yale no empleó este método.

Sin embargo, y aunque los datos no fuesen los mejores, decidieron probar fortuna, y para su sorpresa, encontraron que la distancia que arrojaba la nueva técnica era aún menor: 13 Mpc.
Además, probaron con otros 3 métodos independientes. Uno de ellos se basò en considerar una galaxia de propiedades y tamaño muy similares a los de KKS2000-04 pero mucho más cercana, por lo que su distancia se conoce con precisión.

Al simular cómo se vería esta galaxia a varias distancias, pudieron comprobar que la mejor coincidencia con el aspecto de KKS2000-04 se daba a justamente a 13 Mpc, descartando con una probabilidad del 99,7% que se hallase a 20 Mpc.

Por último, usaron 2 propiedades de los cúmulos globulares que son muy estables e independientes de las galaxias que los albergan: la luminosidad y el tamaño medio de estas agrupaciones estelares.
De nuevo, dichos indicadores volvían a arrojar una distancia próxima a los 13 Mpc.

Con este valor, las propiedades de KKS2000-04 son las habituales: la dinámica de la galaxia resulta compatible con la existencia de Materia Oscura y sus cúmulos globulares exhiben las propiedades esperadas.
En estos momentos el debate continúa abierto. A principios de 2.019 el grupo de Yale encontró en el mismo grupo de objetos otra galaxia cuya dinàmica era todavìa más extrema que la de KKS2000-04: sus cúmulos orbitales se movían tan despacio que ni siquiera la materia visible podía explicar con facilidad su dinàmica.

Para esta galaxia, los autores proponen asimismo una distancia de unos 20 Mpc, si bien usan la misma técnica de fluctuaciones de brillo superficial que han criticado en el IAC.
En un trabajo publicado en julio del año pasado, en el IAC han vuelto a usar la técnica de las estrellas gigantes rojas para estimar la distancia a esta nueva galaxia. Una vez más, el análisis de los científicos del IAC arroja un resultado mucho menor: unos 14 Mpc.

Con todo, la ciencia se alimenta de la constante aportación de datos, por lo que ya hay en camino nuevas observaciones, tanto del telescopio espacial Hubble como de otros instrumentos terrestres.
Quizàs en breve ya sepamos con seguridad si estas galaxias carecen verdaderamente de Materia Oscura o si, por el contrario, no son más que pequeñas galaxias ordinarias y màs cercanas.
Como sucede casi siempre, el tiempo tendrá su última palabra.

Un saludo.

Hola.

Se publica en Astronomy & Astrophysics que un equipo del Instituto Max Planck de Física Extraterrestre en Garching (Alemania) dirigido por Reinhard Genzel, ha finalizado el estudio de 27 años de observaciones (la mayoría con el conjunto de 4 telescopios del VLT), de la conocida estrella S2 que orbita al Agujero Negro Supermasivo Sagitario A en la zona central de la Vía Láctea.

Han sido un total de 330 muy precisas mediciones realizadas con los instrumentos GRAVITY, NACO y SINFONI del VLT las que nos muestran por vez primera que la estrella S2 no se desplaza por su órbita tal y como lo predijo la teoría de la gravedad de Newton, en forma de una elipse, sino que lo hace en forma de rosetón como lo predice la teoría de la Relatividad General de Einstein.

Esta última teoría predice que las òrbitas entrelazadas de un objeto alrededor de otro no están cerradas, sino que tienen un movimiento de precesión hacia adelante en el plano del movimiento.
Este movimiento de precesión llamado Schwarzschild significa que la ubicación de su punto más cercano al ANS cambia con cada giro, de modo que la siguiente órbita gira con respecto a la anterior, creando la forma típica de rosetón.

Han confirmado que la estrella S2 se precipita hacia las cercanías de Sagitario A desde su ubicación más lejana (a 120 UA), al 3% de la velocidad de la luz realizando una òrbita completa cada 16 años.

Con el próximo telescopio ELT los astrónomos esperan poder seguir las órbitas más próximas alrededor de Sagitario A de otras muchas estrellas más débiles que S2, y que realmente sienten la rotación: el giro del ANS.

Cuando suceda esto, seràn capaces los científicos de medir muy exactamente el giro y la masa de Sagitario A (ahora estiman 4,3 millones de masas solares), que caracterizan al ANS y definen además con precisión el espacio y el tiempo a su alrededor.

Un saludo.

Yo me fabriqué un radiotelescopio casero para escuchar a Júpiter.
Los equipos de radio ya los tenía, soy aficionado a la radio y con un receptor de HF es suficiente. Júpiter radía en várias frecuencias, yo utilicé la banda de 18-22 Mhz para sintonizarlo, entre 20-21 Mhz es donde mejores resultados se obtienen.
La antena autoconstruída con un tablero de madera forrado de papel de aluminio Albal de cocina que hace de reflector y la antena es una bobina de una espira abierta de 25 cm. de radio, separada 30 cm. del reflector.

[Tienes que estar registrado y conectado para ver esa imagen]
Es apasionante y muy gratificante cuando lo consigues, hace falta paciencia y echarle horas y días, no es como conectar la radio y escuchar onda cero al instante.

Un saludo

Hola.

La NASA ha dado a conocer imágenes de 3 acercamientos de la sonda OSIRIS-REx a la superficie del asteroide Bennu:
[Tienes que estar registrado y conectado para ver este vínculo]

Es uno de los ensayos realizados el pasado 14 de abril, antes de la recogida de muestras prevista para el pròximo mes de agosto.
En las imágenes a cámara rápida la sonda desciende desde los 120 hasta 65 metros del suelo.
El brazo recolector con el mecanismo Touch-And-Go se muestra en el centro.

Un saludo.