Una del espacio.

Hola.

Ian Crossfield (profesor de Física y Astronomía de la Universidad de Kansas), ha anunciado que su equipo ha descubierto por primera vez un exoplaneta gigante gaseoso que orbita muy cerca a una pequeña estrella enana blanca.
Està a 80 años luz de la Tierra en la constelación de Draco, se llama ND1856b y orbita por completo a la enana blanca cada 34 horas.

Las enanas blancas se forman cuando una estrella de tamaño parecido al Sol se hincha al final de su vida, convirtiéndose en gigante roja, y después vuelve a colapsar en un núcleo denso y tenue que suele tener el tamaño de la Tierra.

Este proceso inicial de gigante roja destruye a los planetas, por lo que los científicos no comprenden cómo el exoplaneta ND1856b està en esa ubicación tan próxima: especulan con que la gravedad de la enana blanca hubiera acercado al planeta mucho tiempo después de haber pasado por la fase de gigante roja.

Dice Ian Crossfield: "Este descubrimiento marca un hito en las enanas blancas, pues desconocíamos hasta ahora que pudieran tener planetas orbitàndolas. Forman una muy extraña pareja, teniendo el planeta mayor tamaño que la estrella, y a partir de ahora los científicos buscaremos otras enanas blancas que tengan a su alrededor planetas rocosos màs pequeños, porque tal vez sean potencialmente habitables".

Un saludo.

Hola.

En las hiperàcidas y templadas nubes de Venus a 40 millones de km. de distancia, los científicos del Instituto de Astronomía de la Universidad de Cambridge han reconocido la "aparente presencia de gas fosfina", un compuesto químico derivado del fósforo que puede generarse de muchas maneras pero que, por las características apreciadas en la atmósfera de Venus, es posible que se haya generado por medio de la actividad orgànica de microbios anaeróbicos: al menos, eso sucede en la Tierra.

"Las mediciones de gases en atmósferas planetarias nos ayudan a explorar condiciones quìmicas diferentes", asegura el artículo publicado en Nature Astronomy.
"Después de un estudio exhaustivo, la presencia de fosfina no se explica por la fotoquímica, ni por descargas de rayos, volcanes o meteoritos. La fosfina de Venus podría generarse por producción biológica".

Con 2 potentes telescopios dedicados a detectar bandas de ondas espectrales y milimétricas, se ha analizado la interactuación de los elementos en las superficies y subsuelos venusianos, pues "si algún compuesto no està en equilibrio, podría reflejar la presencia de vida".
Aunque el gas apreciado en la atmósfera de Venus "no tiene otra identidad plausible, los problemas estàn en la interpretación", reconocen los científicos, dirigidos por la astrónoma Jane S. Greaves. Su  hallazgo fue "completamente inesperado en una atmósfera oxidada" (los microbios que la producen habitan en ambientes sin oxígeno).

La existencia de fosfina se ha interpretado como un posible rastro de actividad orgànica, puesto que los organismos vivos deben ser su única fuente...
" Recientemente se propuso que cualquier fosfina (PH3) detectada en la atmósfera de un rocoso planeta es un signo de vida prometedor", mantienen los autores del artículo publicado.
En la Tierra, la fosfina se relaciona con la presencia microbiana, pues la vida produce este gas altamente reductor incluso en un entorno oxidante general. Hay sin embargo fosfina en otras partes del Sistema Solar, pero son atmósferas de planetas gigantes muy profundas y con altas presiones y temperatura, muy distintas a la de Venus.
En este mundo rocoso, la fosfina se destruiría ràpidamente, sostienen los astrónomos.
Venus es un planeta calcinado con temperaturas en su superficie de 460 grados C.

Aunque los astrónomos de Cambridge se muestran entusiasmados, existe otra posibilidad: que el origen del gas fosfina sea inorgànico de origen desconocido. Si ningún proceso químico conocido puede explicar la fosfina en la atmósfera superior de Venus, entonces debe producirse mediante un proceso que antes no se consideraba plausible para las condiciones de Venus.
Esto podría ser fotoquímica o geoquímica desconocidas.
La detección de fosfina no es una evidencia sólida para la vida, solo para una química anómala e inexplicable.

Para el catedràtico de Física Aplicada de la UPV y astrónomo Agustín Fernàndez Lavega, "la sorprendente presencia de la fosfina en Venus puede ser algo parecido a lo que sucedió en Marte con la detección de metano, otro gas asociado a la vida, y sin embargo, nadie sabe de dónde viene, pues no se ha encontrado aún vida en Marte y todavía existe mucho debate sobre el tema".

Este investigador sostiene que no le extrañaría que en Venus pasase lo mismo que en Marte, que esa fosfina fuese el resultado de la acción geoquímica o geológica en el planeta, puesto que dadas las características de Venus, el origen biológico de ese gas es " muy difícil".
Con todo, opina que el descubrimiento "abre una vía de trabajo, y a los planetólogos nos anima a seguir buscando compuestos y estructuras que pueden darnos pistas sobre la posible presencia de vida extraterrestre".
"Es un trabajo muy interesante desde ese punto de vista, y ahora son esenciales nuevas observaciones para confirmarlo", añade Agustín Fernàndez Lavega.

Un saludo.

Por pura probabilidad yo creo que hay vida aparte de la nuestra, que esté más avanzada, pues no lo sé. Pero Supongamos que sí. Pues si vienen y descubren un planeta con vida con 1 especie inteligente y supongo que absolutamente distinta a ellos, pues nos verían como vemos nosotros a un calamar. Comida y recursos. Que es lo que hacen todas las civilizaciones superiores cuando conquistan a otras, aprovechar y explotar recursos. Eso de ver a los extraterrestres como misioneros en África predicando la paz en el mundo no lo veo

Hola.

Venus tiene 460 grados C. de temperatura constante en la superficie, tanto de día como durante la noche, nubes de àcido sulfúrico y 93 atmósferas de presión: es un apocalíptico infierno para la vida.

Pero a 55 km. de altura, justo sobre la capa de nubes de àcido sulfúrico, las condiciones son buenas para la vida tal y como la conocemos, pues hay solamente unos 30 grados C. y 0,5 bares de presión: un humano podría vivir en esta "habitosfera" con una simple mascarilla de oxígeno, y no necesitaría escafandras de presión o complejos sistemas de control de temperatura.
El único "problema" es que tendría que estar siempre volando, para evitar el descenso en altura hacia la infernal superficie sólida.

Ya en el año 1.967 Harold Norowitz y Carl Sagan propusieron, como idea, esa zona de la atmósfera de Venus como lugar de posible existencia de microorganismos vivos, aunque cuando las sondas soviéticas Venera tomaron datos de la superficie del planeta, fue aparcado dicho pensamiento.

Sabemos que Venus puede que sea un horno desde hace solo unos cientos de millones de años y, si tuvo océanos anteriormente, pudieron albergar formas de vida. Y aunque muy poco probable, algunos microorganismos hayan podido sobrevivir hasta ahora en las zonas màs altas de la atmósfera. Ademàs, mientras que en la Tierra la atmósfera puede ser muy cambiante en pocas horas, en Venus resulta mucho màs fija o tranquila.

El equipo de Jane Greaves observó Venus con los radiotelescopios ALMA (Chile) en marzo de 2.019 y el JCMT en Hawài en junio de 2.017, y nos cuentan ahora en Nature Astronomy que han quedado impactados al descubrir el fosfano: concretamente, una de las firmas espectrales de la molécula, a 1,123 milímetros de longitud de onda exactamente.
Està entre los 53 y 61 km. de altura, en la capa media y superior de las nubes, donde hay 30 grados y 0,5 bares.
Nada impide que el fosfano exista a mayor profundidad, y que después suba a las capas màs altas.
También se ha verificado en latitudes medias, no existe en los 2 polos de Venus y en el ecuador son màs bajas las concentraciones.

Las nubes de Venus son pràcticamente permanentes y la distribución del fosfano cuadra con los modelos que tenemos de la alta atmósfera de Venus, dominada por las células convectivas de Hadley. Según este modelo, el ambiente màs favorable para unos hipotèticos microorganismos serían las latitudes medias precisamente, con tiempos de circulación vertical de entre 70 y 90 días.

El ciclo biológico sería el siguiente: las bacterias vivirían dentro de las gotas de àcido sulfúrico, entre 50 y 60 km. de altura. Aunque el àcido sulfúrico es un elemento muy hostil para la vida, hay que recordar que existen bacterias terrestres que aguantan PH muy bajos y es màs fàcil para la vida sobrevivir en un medio líquido.

Las gotas de àcido sulfúrico con bacterias chocarían entre sí y, con el tiempo, se harían màs grandes y terminarían cayendo, pero no hasta el suelo. La enorme temperatura de la atmósfera inferior evaporaría las gotas, dejando atràs las bacterias en forma de esporas muy resistentes, flotando en una neblina inferior.
Tiempo después, las corrientes de viento volverían a llevar estas esporas hasta las capas de nubes de àcido sulfúrico, donde volverían a reanudar su actividad biológica.
Las bacterias serían obviamente anaeróbicas y generarían fosfano como parte de su metabolismo.

¿Es posible una forma de vida así?
Quién sabe...

Ayer era una hipótesis de casi pura ciencia ficción, y hoy ya no tanto.
Al misterio del metano de Marte, se suma ahora el del fosfeno de Venus. A diferencia del metano marciano, por el momento no conocemos mecanismos químicos o geológicos que nos expliquen la existencia del fosfano en Venus.

Una obvia consecuencia de este fascinante descubrimiento, es que las propuestas planteadas que incluyen sondas atmosféricas a Venus se van a ver muy reforzadas frente a otras que hagan uso de orbitadores o aterrizadores en la superficie del planeta.

Un saludo.

Hola.

La sonda Hayabusa-2 recogió muestras el 21.02.19 y el 11.07.19 del asteroide 162173 Ryugu de 870 m. de diàmetro y forma de peonza (la segunda de ellas tras el impacto de una bala de cobre que creó un cràter en la superficie), y se encuentra ahora a 37 millones de kilómetros de la Tierra.
Seguirà aproximàndose a nosotros y cuando esté a 220.000 km. lanzarà un objeto con forma de disco con las muestras en su interior que caerà en el desierto de Wooma (Australia) el próximo 6 de diciembre, para ser recogidas y analizadas posteriormente.
Hayabusa-2 serà la segunda sonda en traer muestras de un asteroide, pues Hayabusa-1 ya trajo antes material, aunque solamente fueron unas pocas partículas del asteroide Itokawa.

Después de acercarse a 200 km. de la Tierra, para aprovecharse de su asistencia gravitatoria, el equipo de Hayabusa-2 ya ha decidido que pondrà rumbo a otros 2 asteroides:
- Asteroide 2001 CC21 de 700 m. de diàmetro, que se espera sea parecido a Ryugu, es decir una pila de escombros sin apenas arena o polvo y de tipo carbonàceo. Llegarà la sonda en julio del año 2.026.
- Tras 2 asistencias gravitatorias de la Tierra, Hayabusa-2 alcanzarà el diminuto asteroide 1998 KY26 de solamente 30 m. de diàmetro (aunque con un error de + - 10 metros), y ràpida rotación de solo 10,7 minutos. Serà el objeto màs pequeño jamàs estudiado del Sistema Solar y existen muchísimos de ese tamaño, con lo que se espera despejar la incógnita de si està hecho como sus hermanos mayores, o tal vez es totalmente distinto en su geología.
Fue descubierto 1998 KY26 por el proyecto Spacewatch en el año 1.998, gira alrededor del Sol en una órbita excéntrica situada casi en su totalidad entre la órbita de Marte y la Tierra, con un periodo de 500 días.
Se espera que la sonda Hayabusa-2 lo alcance en diciembre del 2.031 y permanezca orbitàndolo durante meses o incluso años.

Un saludo.

Hola.

Un equipo de astrónomos del Instituto Nacional de Astrofísica (INAF) de Bolonia, Italia, publica en Astronomic & Astrophysics que usando durante varias horas seguidas el Very Large Telescope, han descubierto 6 galaxias que forman una "telaraña" en forma de red que gira alrededor de un Agujero Negro Supermasivo de 1.000 millones de masas solares, cuando el Universo solamente tenía 900 millones de años de edad.
Han utilizado los instrumentos MUSE y FORS2 del VLT.

Es la primera vez que se descubre algo así transcurridos tan pocos años después del Big Bang.

Estas 6 galaxias estàn en esa telaraña cósmica de gas que se extiende a màs de 300 veces el tamaño de la Vía Làctea, y apoya la teoría de que los Agujeros Negros pueden crecer muy ràpidamente hasta convertirse en ANSupermasivos dentro de las grandes estructuras en forma de red que contienen ingentes cantidades de gas para alimentarlos.

El equipo cree ahora que los halos masivos de la invisible Materia Oscura (MO) atrayeron enormes cantidades de gas en el Universo temprano: juntos, el gas y la MO forman las estructuras en forma de red donde las galaxias y los AN pueden evolucionar.
Piensan que estas 6 galaxias brillantes son la punta del iceberg, pues estàn en el límite de lo observable con el telescopio VLT, y deben existir otras màs débiles que solamente podràn ver y estudiar cuando a mitad de esta década estè operativo el telescopio ELT (Extremely Large Telescope), actualmente en construcciòn.
El ELT podrà tomar como base a este hallazgo y nadie sabe a ciencia cierta lo que descubrirà utilizando sus poderosos instrumentos.

Un saludo.

Hola.

El telescopio ALMA (inaugurado en el año 2.011) concedió a los astrónomos la primera oportunidad de observar con detalle los discos de gas y polvo que rodean las estrellas.
Està formado por decenas de antenas de radio, que trabajan de forma conjunta para generar imàgenes tan detalladas como las de un único telescopio que tuviera 16 km. de diàmetro.
Gracias a este increíble resolución, las observaciones de ALMA en longitudes de onda milimétricas y submilimétricas son màs profundas y lejanas que las de cualquier otro telescopio anterior.
Los científicos nunca habían visto con tanto detalle los discos de polvo y escombros alrededor de la estrella cercana AU Mic (uno de los proyectos iniciales). Puede que el polvo y escombros no parezcan muy emocionantes, pero son la materia prima de la que estàn hechos los planetas.

Los datos tardaron 1 año en llegar. Gran parte de la astronomía moderna se hace a distancia: solamente hay que enviar una secuencia de comandos informàticos para decirle al telescopio dónde y cuàndo apuntar, y después aguardar pacientemente (o màs bien con impaciencia) a que se agendaran y completaran las observaciones.
La imagen primera en el ordenador de AU Mic fue una mancha de luz larga y delgada con 3 puntos brillantes, uno en el centro y 2 en los bordes, uno a cada lado: era un sistema solar en crecimiento.

El punto central era la estrella, que ahora sabemos que fulgura y envía al espacio ràfagas de partículas de alta energía.
Los otros 2 puntos brillantes marcaban los bordes de un disco de escombros que envuelve la estrella central, semejante al Cinturón de Kuiper que orbita en torno a nuestro Sol. Los astrónomos creen que esa banda està compuesta por los restos que dejó la formación de planetas alrededor de AU Mic, una joven estrella enana de tipo M situada a 32 años luz de la Tierra.
Hace poco se han descubierto 2 planetas en ese sistema, con masas similares a las de Júpiter y Saturno, y que orbitan bastante cerca de su estrella.
Ahora disponemos de una oportunidad única para observar la evolución del material del disco y sus interacciones con los planetas recién formados.
ALMA ha realizado cientos de fotografías que ofrecen una nueva visión sobre cómo se forman tales sistemas y desvelan un tesoro de planetas ocultos que no se habrían detectado de otro modo.

Las estrellas se forman a partir de vastas regiones de gas y polvo conocidas como nubes moleculares.
La densidad típica del espacio vacío es de tan solo 1 àtomo por centímetro cúbico, pero las partes màs espesas de las nubes moleculares pueden alcanzar densidades entre 10.000 y 1.000.000 de veces màs altas.
Cuando esas zonas o "núcleos" se vuelven lo bastante densas, se derrumban bajo su propia gravedad y dan lugar a estrellas.
Al mismo tiempo, la rotación inicial del núcleo que colapsa y la conservación del momento angular crean un disco alrededor de la estrella recién nacida: los astrónomos llaman discos circunestelares a esas acumulaciones de polvo y gas.

Cuando las estrellas son aún muy jóvenes (con solo unos pocos millones de años), sus discos circunestelares son relativamente grandes, y a menudo contienen entre 1 y el 10% de la masa de la estrella central.
Para una estrella como el Sol, eso supone un disco con unas 100 veces la masa de Júpiter.
Tales discos jóvenes y masivos son "protoplanetarios" porque los astrónomos piensan que es en ellos donde se forman los planetas. Las rocas, los metales y el hielo del disco se condensan en semillas planetarias, las cuales comienzan a chocar y a adherirse, y van creciendo hasta adquirir la gravedad suficiente como para atraer màs material a través de un proceso llamado acreción.

Estos protoplanetas orbitan en el interior del disco y continúan acumulando material, generando huecos como en una especie de "comecocos" planetario.
Casi todas las estrellas con edades inferiores a unos pocos millones de años estàn rodeadas de discos que seguramente albergan una plètora de nuevos sistemas planetarios.
La fase de disco protoplanetario dura varios millones de años, y una vez concluida, la mayoría del gas y el polvo del disco circunestelar inicial se ha disipado. Aunque el mecanismo y la escala temporal del proceso son objeto de investigación activa, se piensa que buena parte de ese material, o bien migra hacia el interior y cae sobre la estrella central, o es expulsado por fuertes vientos estelares.

Al cabo de unos 10 millones de años, lo único que queda es una estrella madura rodeada de un nuevo sistema planetario y un disco de asteroides y cometas remanentes. La masa total de esos restos es baja, probablemente inferior al 10% de la masa de la Tierra. Pese a que tales discos de escombros todavía pueden contener suficiente masa para crear pequeños cuerpos similares a Plutón, se pueden considerar como el registro fósil de la formación planetaria. Su estructura responde a las interacciones gravitatorias con los planetas recién nacidos, y su composición nos da pistas sobre el material que se incorporó originalmente a esos mundos.

Continuarà.

Un saludo.

Hola.

Prosigo con la segunda parte.

Los discos de escombros se descubrieron tras el lanzamiento en 1.983 del Satélite Astronómico Infrarrojo (IRAS), la primera sonda que exploró todo el cielo en longitudes de onda infrarrojas (de 12 a 100 micras; el grosor de un pelo humano es de unas 75 micras). Podemos pensar en radiación infrarroja en términos de calor.
Cuando el IRAS examinó el cielo en el infrarrojo, los astrónomos vieron con sorpresa que muchas estrellas brillaban màs de lo esperado.
¿Por qué?
Se propuso que era debido al polvo: si esas estrellas estuvieran rodeadas de discos de polvo, los granos se calentarían y emitirían radiación tèrmica en el infrarrojo. Esa inferencia dio lugar a una nueva àrea de investigación y, de hecho, los 4 primeros discos de escombros que halló el IRAS (en torno a las estrellas Vega, Beta Pictoris, Epsilon Eridani y Fomalhaut) todavía son objeto de estudio y anàlisis.

Los astrónomos han buscado esos puntos brillantes con telescopios infrarrojos, y han confirmado que al menos entre el 20 y el 25% de las estrellas presentan discos de escombros. A tenor de las ideas sobre la formación de sistemas planetarios, parecería lógico concluir que cualquier estrella debe estar rodeada de material remanente. Al fin y al cabo, las estadísticas de la misión Kepler sugieren que todas las estrellas de la galaxia poseen al menos un planeta.
En realidad, es probable que los discos de escombros sean màs comunes de lo que piensan los astrónomos: hasta nuestro Sistema Solar tiene màs de uno (el Cinturón de Asteroides y el Cinturón de Kuiper), a pesar de que contiene poco polvo en comparación con los sistemas fotografiados en torno a otras estrellas.

Los estudios infrarrojos màs profundos hechos hasta la fecha solo han identificado discos cuya masa de polvo es aproximadamente un orden de magnitud superior a la observada en el Sistema Solar.
¿Significa eso que nuestro hogar cósmico constituye una excepción?
Aún no lo sabemos con seguridad.
Se han estudiado los discos màs masivos y extremos, pero probablemente quedan por descubrir muchos otros discos de baja masa que ayudaràn a situar nuestro propio sistema planetario en su contexto.

El Hubble empleó la coronografía (técnica que consiste en bloquear la luz de la estrella central para poder ver los objetos adyacentes màs tenues) a fin de observar la luz dispersada por los pequeños granos de polvo de los discos circunestelares.
Aunque al principio muchas imàgenes eran borrosas, aportaron los primeros indicios de que los discos poseen estructuras complejas y extensas.
En el caso de Beta Pictoris, las imàgenes del Hubble mostraron una deformación en las regiones internas del disco de escombros, que los astrónomos interpretaron como un posible planeta oculto. Màs adelante se confirmaría la existencia de ese mundo incipiente mediante la observación directa.

La longitud de onda de la luz reflejada por el polvo se corresponde aproximadamente con el tamaño de los granos: la radiación visible e infrarroja cercana proviene de partículas de polvo pequeñas, de decenas de micras, mientras que las imàgenes tomadas en longitudes de onda del infrarrojo lejano y milimètricas son sensibles a granos màs grandes, similares a los de la arena.
Los astrónomos piensan que estos últimos reflejan mejor la estructura de los discos circunestelares.

En el interior de un disco se producen continuas colisiones, en las que grandes cometas y asteroides chocan entre sí y quedan reducidos a granos de polvo cada vez màs pequeños. Los objetos màs masivos del disco se llaman planetesimales, y su ubicación depende de las interacciones con otros planetas del sistema. Si se localizan estos planetesimales, podremos inferir la presencia de ocultos planetas, aunque nunca se logren observar de forma directa.

Los granos de polvo màs diminutos se mueven de un lado a otro a causa de sus interacciones con el gas interestelar, o son expulsados por los vientos y la radiación de la propia estrella. Pero los granos con un tamaño parecido al de la arena se ven menos afectados por tales fuerzas, así que nos ofrecen una gran oportunidad para desvelar la estructura del disco y los planetas ocultos a partir de sus efectos gravitatorios.

Por lo tanto, los científicos pretenden trabajar en longitudes de onda largas a fin de estudiar la estructura del disco y buscar indicios de planetas ocultos. Parece sencillo, pero existe una pega: la resolución de un telescopio equivale a la longitud de onda observada dividida por el diàmetro del instrumento.

En consecuencia, si pasamos de longitudes de onda visible a milimètricas, hay que aumentar dràsticamente el tamaño del telescopio para obtener el mismo poder de resolución. El espejo del Hubble mide 2,40 m. de diàmetro, lo que le permite observar con una resolución de 0,13 segundos de arco en longitudes de onda de una micra.
Si quisièramos alcanzar el mismo nivel de detalle en longitudes de onda de un milímetro, habría que multiplicar el diàmetro del telescopio por un factor de 1.000, hasta superar los 2 kilómetros.
Como no es posible construir un aparato tan enorme, hay que recurrir a la interferometría: técnica que combina las señales de muchos telescopios màs pequeños repartidos a lo largo de 2 kilómetros, para lograr la misma resolución que un único telescopio de esas dimensiones.

Continuarà.

Un saludo.

Hola.

Anoto la tercera parte.

ALMA, que captó sus primeras imàgenes en el año 2.011, sigue siendo el interferómetro màs potente del mundo. Situado a unos 5 km. de altitud en el desierto chileno de Atacama, cuenta con 66 antenas que pueden reubicarse para formar líneas de base (distancia entre 2 antenas), de entre 150 m. y 16 km.

En 2.014 ALMA obtuvo una de sus primeras imàgenes icónicas de un disco circunestelar: es HL Tau, una estrella joven que probablemente tenga menos de 100.000 años. La imagen reveló que su disco no era continuo, sino con múltiples anillos y huecos. Dada la escasa edad del sistema, si tales huecos responden a la presencia de incipientes planetas, la formación planetaria debe comenzar antes de lo que piensan los astrónomos.

En 2.018 llegó otro hallazgo notable: el proyecto DSHARP estudió 20 discos protoplanetarios con alta resolución y descubrió que los 20 mostraban huecos y anillos, y algunos incluso con una estructura espiral. Parece que estos elementos no son exclusivos de HL Tau, sino que se encuentran de forma generalizada en los jóvenes discos circunestelares.
Aparte de arrojar luz sobre el proceso de formación planetaria, el estudio de los discos también permite detectar mundos que no habría forma de hallar de otro modo. Se han descubierto màs de 4.000 exoplanetas gracias a telescopios espaciales como Kepler y TESS, y a diversas investigaciones realizadas con observatorios terrestres.
La mayoría de esos mundos son màs masivos o estàn màs cerca de su estrella que los del Sistema Solar, lo cual no implica que este tipo de exoplanetas sean los màs comunes: simplemente son los màs fàciles de encontrar.

Los 2 principales mètodos para detectarlos son el del trànsito y el de la velocidad radial, pero en ambos casos hay que observar varias órbitas para confirmar una detección, por lo que estas técnicas resultan màs adecuadas para hallar mundos grandes con órbitas cortas, y los astrónomos podrían estar dejando escapar muchos planetas.
Por ejemplo, Neptuno tiene un periodo orbital de 165 años, de modo que si estudiàramos el Sistema Solar desde otra estrella, tardaríamos mucho en verlo transitar una sola vez por delante del Sol.
Los pocos planetas conocidos que se encuentran tan lejos de su estrella anfitriona se han descubierto por observación directa, bloqueando la luz de la estrella con un coronógrafo.

Para poner la arquitectura del Sistema Solar en su contexto, debemos ser capaces de hallar planetas gigantes que orbiten a grandes distancias de sus estrellas en sistemas viejos. Y eso es factible si usamos las estructuras de los discos circunestelares resueltos por ALMA, que proporcionan una potente estrategia complementaria para detectar exoplanetas.
En efecto, los astrónomos pueden descubrir mundos similares a Neptuno estudiando las deformaciones, aglomeraciones y demàs asimetrías que producen los planetas en sus discos.

También podemos aprender màs acerca de los planetas que ya conocemos si se examinan los discos donde se alojan. En el sistema de la estrella HR 8799, los astrónomos han observado de forma directa 4 planetas gigantes que orbitan entre discos anàlogos a nuestro Cinturón de Asteroides y al Cinturón de Kuiper.
La inteferometría milimètrica permite resolver la estructura del segundo de esos discos (el màs exterior), y determinar la posición de su borde interno.

Si suponemos que el planeta màs externo del sistema es el responsable de "tallar" el disco, podemos emplear dicha posición para acotar la masa del planeta, que resulta ser unas 6 veces mayor que la de Júpiter. Quizàs no parezca un gran logro, pero este valor es mucho màs preciso que la mejor estimación previa, basada en modelos teóricos sobre cómo se enfrían y oscurecen los planetas con el transcurso del tiempo.
La estructura del disco ofrece una manera independiente de verificar esos modelos.

Los jovenes discos protoplanetarios observados por ALMA exhiben un amplio abanico de estructuras detalladas, y en casi todas se han hallado anillos y huecos.
Sin embargo, establecer un vínculo directo entre la estructura de los sistemas jóvenes y los planetas supone un reto, porque existen otros efectos que dificultan la modelización.
Los discos de escombros, màs antiguos y evolucionados, son màs fàciles de interpretar, pero por el momento muy pocos de ellos muestran varios anillos.

Recientemente se ha descubierto un nuevo hueco en el disco de escombros de HD 15115. Dicho espacio se encuentra màs lejos de su estrella que Plutón del Sol y podría corresponder a un gigante helado con una masa algo menor a la de Saturno, de acuerdo con los modelos dinàmicos.
A medida que se obtengan màs imàgenes profundas y de alta resolución de estos evolucionados sistemas, apareceràn nuevos elementos inducidos por planetas.

Continuarà en una cuarta y ùltima parte.

Un saludo.

Hola.

Aparte de estudiar la estructura de los discos circunestelares, también nos podemos preguntar de qué estàn hechos.
Dado que los discos constituyen tanto la fuente de material como el registro fósil de la formación planetaria, su composición està íntimamente ligada a la composición e historia evolutiva de los mundos que albergan.
Muchas moléculas comunes emiten radiación en longitudes de onda milimétricas debido a la flexión y extensión de sus enlaces moleculares. Los científicos han detectado decenas de molèculas orgànicas e inorgánicas (monóxido de carbono, formaldehído, metanol y amoníaco, entre muchas otras), en las grandes reservas de gas que poseen los discos protoplanetarios.

Tradicionalmente se ha supuesto que los discos de escombros poseían poco gas, porque sus reservas iniciales debían disiparse en unos pocos millones de años. ALMA ha revelado que algunos discos de escombros contienen dióxido de carbono gaseoso, pero los astrónomos interpretan que lo obtienen a través de impactos con cometas, en los que estos astros quedan después reducidos a pequeños granos de polvo y liberan sus hielos en forma de gas.
Sin embargo, algunos sistemas ponen en duda esta teoría, porque presentan tanto gas que las colisiones con los cometas tendrían que ser extremadamente frecuentes.
Y eso plantea una pregunta: ¿es posible que el gas primordial permanezca en esos discos durante decenas de millones de años?
Por el momento los científicos desconocen la respuesta.

ALMA ha revolucionado la concepción que tenían los astrónomos de los discos circunestelares, al revelar complejidades en su estructura y composición química que hace unas décadas tan solo podrían haber adivinado: pero ALMA no tiene todas las respuestas.
Todos los discos de escombros analizados y comentados anteriormente son anàlogos al Cinturón de Kuiper: fríos anillos de polvo ubicados en las regiones exteriores de sus sistemas solares.
Los astrónomos todavía no han logrado fotografiar discos equivalentes al Cinturón de Asteroides, y solo pueden detectarlos a partir de su exceso de radiación infrarroja, como lo hacían con el IRAS en los viejos tiempos.

Para observar la parte interna de los sistemas extrasolares, necesitan los astrónomos usar longitudes de onda màs cortas, que sean sensibles al polvo más caliente. Esperan que el telescopio espacial James Webb (JWST), cuyo lanzamiento està previsto para 2.021, obtenga la primera imagen de uno de esos discos anàlogos al Cinturón de Asteroides.
Ademàs, las longitudes de onda en las que trabajarà el JWST permitiràn identificar las emisiones procedentes de silicatos (minerales como el olivino y los piroxenos, que existen también en la Tierra), y restringir la composición mineral de los granos del disco.

Mirando a un futuro aún más lejano, se està construyendo la generación de "Telescopios Extremadamente Grandes", que recibiràn su primera luz a mediados o finales de la dècada de 2.020. Con diàmetros de màs de 24 metros, estos instrumentos seràn 5 veces màs grandes que cualquier telescopio terrestre actual, y quizàs sean capaces de fotografiar algunos de los planetas que hoy solamente podemos inferir a partir de los discos observados por ALMA.

En estos momentos se està preparando el Informe Decenal de Astronomía y Astrofísica, que trata de establecer prioridades en la disciplina en cuanto a la futura financiación de proyectos.
Se estàn valorando 4 misiones de la NASA que podrían conllevar grandes avances en planetología a partir de la década de 2.030:
- El telescopio espacial Origins consiste en un observatorio infrarrojo refrigerado criogénicamente, que podría estudiar cómo llega el agua de las regiones de formación estelar a los discos circunestelares, o proporcionar estadísticas sobre las poblaciones de discos de baja masa, entre otras muchas aplicaciones.
- Por su parte, el Gran Explorador Ultravioleta, Óptico e Infrarrojo y el Observatorio de Exoplanetas Habitables son misiones de observación directa, que podrían descubrir y caracterizar muchos exoplanetas, entre ellos algunos similares a la Tierra.

Independientemente de qué proyecto acabe siendo seleccionado, hay algo indudable, y es que la manera de entender nuestro Sistema Solar, su formación y el lugar que ocupa en el universo de sistemas planetarios cambia cada día.

Un saludo.

Hola.

Un reciente estudio publicado en Astrophysical Journal por Meredith Joyce de la Australian National University, nos explica que la estrella supergigante roja Betelgeuse, situada en la constelación de Orión, es màs pequeña y està situada màs cerca de nosotros de lo que se pensaba hasta la fecha.
Tiene un radio equivalente a 750 veces el del Sol y està a 530 años luz de la Tierra: un 25% màs cercana de lo que se creía.

Sigue siendo la màs próxima candidata a explotar como una supernova, pero el nuevo estudio revela que continúa quemando helio en su núcleo y podríamos seguir miràndola así durante los próximos 100.000 años.
Cuando explote, la Tierra no correrà peligro, pues estamos màs lejos de 50 años luz.

Betelgeuse destaca por su brillo en el cielo nocturno, y desde finales del 2.019 tuvo 2 atenuaciones importantes, que en principio hicieron saltar las alarmas sobre una inminente supernova:
- La primera se debió a una nube de polvo.
- La segunda muy probablemente a las propias pulsaciones de la estrella, bàsicamente ondas de presión (sonoras).

Un saludo.

Hola.

En el último medio siglo, las sondas espaciales han fotografiado gran parte del Sistema Solar.
Sin embargo, solo tenemos una imagen difusa del vecindario, la Vía Làctea.
La razón es obvia: no podemos salir fuera a echar un vistazo, enviando una nave espacial màs allà de nuestra galaxia para que, tras realizar un viaje de muchos millones de años, mire hacia atràs y tome una instantànea.
Quedan muchas incógnitas por despejar sobre nuestro hogar cósmico, a saber:
- Cuàntos brazos espirales tiene la Vía Làctea.
- Si la gran estructura màs cercana al Sol constituye uno de ellos.
- En qué lugar exacto de la galaxia se halla el Sistema Solar.

Pero hace poco hemos comenzado a cartografiar la Vía Làctea desde dentro, lo que nos permite componer por vez primera una imagen precisa de su estructura. Esta vista es fruto de varios proyectos con modernos telescopios ópticos y radiotelescopios, como el Sondeo de la Estructura Espiral Barrada (BeSSeL), con el que se obtuvieron 5.000 horas de observación (algo sin precedentes) a través de la Red de Muy Larga Base (VLBA), operada por el Observatorio Nacional de Radioastronomía de EE.UU.

Los primeros resultados ofrecen una visión nueva y mejorada de la Vía Làctea, ademàs de comprender mejor qué aspecto tiene, y comenzar a esclarecer por qué las galaxias como la nuestra presentan una estructura espiral, y cómo encaja nuestro hogar astronómico en el conjunto del Universo.

A comienzos del siglo XIX, William Parsons, tercer conde de Rosse, construyó un telescopio de 1,80 metros, un instrumento enorme para su época. Con él observó y dibujó lo que hoy llamamos la galaxia del Remolino, que mostraba una clara estructura espiral. Sin embargo, sin saber a qué distancia estaba ni cuàles eran las dimensiones de la Vía Làctea, no quedaba claro si se trataba de una pequeña estructura contenida en nuestra galaxia o de una gran nebulosa similar a ella.

El debate se prolongó hasta bien entrado el siglo XX, cuando Edwin Hubble (usando una técnica desarrollada por Henrietta Leavitt para medir distancias a estrellas brillantes) demostró que la galaxia de Remolino y otras galaxias espirales similares se encontraban muy lejos de la nuestra.
El hallazgo refutó la idea de que la Vía Láctea podía englobar todo el Universo.
Los astrónomos dedujeron que vivimos en una galaxia espiral midiendo los movimientos del gas a través del disco: la gran región aplanada que conforma la parte principal de la Vía Láctea.

Las galaxias espirales son muy comunes, y 2 ejemplos cercanos, NGC 1300 y Messier 101 (M101), nos dan una idea del aspecto que podría tener la Vía Làctea.
En el centro de NGC 1300 se observa una "barra": una brillante estructura lineal, de cuyos extremos nacen 2 brazos espirales azulados que van extendiéndose hacia el exterior a medida que la envuelven.
Las barras se observan en la mayoría de galaxias espirales, y se cree que se forman a partir de inestabilidades gravitatorias en el denso disco galàctico.

A su vez, la rotación de la barra central puede originar los brazos espirales.
(Otros procesos, como las inestabilidades asociadas a grandes concentraciones de masa en el interior del disco, o las perturbaciones gravitatorias causadas por galaxias cercanas, también pueden generar brazos).
Estos suelen brillar con luz azul, procedente de enormes semilleros estelares donde se forman las estrellas masivas.
Por su parte, M101, conocida como la galaxia del Molinete, carece de la brillante barra de NGC 1300, pero posee màs brazos espirales.

Continuarà.

Un saludo.

Hola.

Anoto la segunda parte.

Los astrònomos piensan desde hace tiempo que la Vía Làctea comparte características con ambas galaxias: es probable que tenga una gran barra similar a la de NGC 1300 y varios brazos espirales como los de M101.
Màs allà de estos aspectos bàsicos, no existe consenso.
Las observaciones infrarrojas realizadas hace màs de 10 años con el telescopio espacial Spitzer sugieren que nuestra galaxia posee solo 2 brazos espirales.
Pero las observaciones en longitudes de onda de radio del hidrógeno atómico y el monòxido de carbono concentrados en los brazos espirales de otras galaxias indican que tiene 4.
Los astrónomos también han debatido sobre la distancia del Sol al centro de la Vía Làctea y su elevación por encima del plano central del disco galàctico.

Hace casi 70 años, los científicos calcularon la distancia a algunas estrellas azules luminosas y próximas.
Al situarlas en un mapa, revelaron segmentos de 3 brazos espirales cercanos:
- El de Sagitario.
- El Local (o de Orión).
- El de Perseo.

Por esa misma época, los radioastrónomos observaron el gas de hidrógeno atómico, que emite una radiación característica con una longitud de onda de 21 centímetros. Cuando ese gas se mueve con respecto a la Tierra, la frecuencia de su radiación varía debido al efecto Doppler, y eso permite calcular la velocidad del gas, que da indicios sobre su posición en la galaxia.

Los cartógrafos galàcticos usan cierto sistema de coordenadas para describir la Vía Làctea vista desde el Sol: por analogía con la longitud y latitud terrestres, la longitud galàctica (L) es cero en la dirección del centro galàctico y aumenta a lo largo del plano "ecuatorial" de la Vía Làctea (visto desde el hemisferio norte), mientras que la latitud galàctica (B) indica el àngulo formado con dicho plano.

Los diagramas de la velocidad frente a la longitud galàctica para la radiación de 21 cm. proveniente del gas de hidrógeno (y, màs tarde, para el monóxido de carbono) revelaron arcos de emisión continuos que parecían perfilar brazos espirales.
No obstante, este método cartogràfico adolece de muchas ambigüedades, y no ofrece la necesaria precisión para evidenciar la estructura espiral de la galaxia.

Uno de los motivos por los que sabemos tan poco de la Vía Làctea es que contiene una enorme cantidad de polvo, el cual absorbe la luz visible de forma eficaz y bloquea nuestra visión a través del disco, de modo que en la mayoría de direcciones, lamentablemente, no podemos ver demasiado lejos.
Otra razón es la inmensidad de la Vía Làctea: la luz de las estrellas situadas en el otro extremo de la galaxia tarda màs de 50.000 años en alcanzar la Tierra, y esas distancias dificultan incluso determinar qué estrellas estàn màs cerca y cuàles màs alejadas.

Gracias a los nuevos telescopios que operan en longitudes de onda ópticas desde el espacio y en longitudes de onda de radio desde la superficie de la Tierra, estamos haciendo grandes progresos para responder nuestras preguntas sobre la Vía Làctea.
La misión Gaia, lanzada en 2.013 con el objetivo de calcular las distancias a màs de 1.000 millones de estrellas de nuestra galaxia, sin duda revolucionarà nuestra concepción de las distintas poblaciones estelares que participaron en la formación de la Vía Làctea.
Sin embargo, Gaia no puede explorar libremente los brazos espirales distantes porque emplea luz visible, la cual es absorbida por los granos de polvo interestelar. En cambio, las ondas de radio atraviesan el polvo sin problemas, y nos permiten examinar todo el disco y cartografiar su estructura.

Dos grandes proyectos estudian actualmente la Vía Láctea por medio de una técnica radioastronómica llamada interferometría de muy larga base (VLBI en inglés):
- La colaboración VERA (Exploración de Radioastrometría con VLBI) usa 4 radiotelescopios repartidos por la geografía de Japón, desde el norte del país (Mizusawa) hasta las islas màs meridionales (Ishigaki) y orientales (Ogasawara).
- Por su parte, el proyecto BeSSeL emplea la VLBA, un conjunto de 10 telescopios que cubre gran parte del hemisferio occidental, desde Hawái hasta Nueva Inglaterra y Santa Cruz, en las islas Vírgenes de EE.UU.

Continuarà.

Un saludo.

Hola.

Sigo con la tercera parte.

Dado que la distancia entre sus telescopios es comparable al diàmetro de la Tierra, la resolución angular de estas redes supera con creces la de cualquier otro telescopio actual (de cualquier longitud de onda).
Los investigadores deben observar a la vez con todos los telescopios y sincronizar los datos almacenados en los discos duros locales con los mejores relojes atómicos. Después envían esos datos a un ordenador especial, que realiza una correlación cruzada entre las señales de todos los telescopios. Tras algunas calibraciones, se obtiene una imagen digital de lo que verìamos si nuestros ojos fueran sensibles a las ondas de radio y estuvieran separados casi por el ancho del planeta.

Tales imàgenes presentan una increíble resolución angular, superior a 0,001 segundos de arco. En comparación, el ojo humano puede llegar a resolver estructuras separadas por unos 40 segundos de arco, e incluso el telescopio espacial Hubble solo alcanza unos 0,4 segundos de arco (en 1 grado hay 3.600 segundos de arco y la esfera celeste tiene 360 grados).

Mediante la VLBI podemos determinar la posición de una estrella que brilla en frecuencias de radio respecto a los cuàsares de fondo (Agujeros Negros activos y brillantes situados en el centro de galaxias lejanas) con una precisión de casi 0,00001 segundos de arco. Eso nos permite estimar distancias muy grandes a partir de la paralaje: el hecho de que un objeto cercano perfilado contra un fondo distante aparece en diferentes posiciones cuando lo observamos desde distintos puntos de vista.

Podemos simular este efecto si estiramos el brazo y nos miramos el pulgar, cerrando alternativamente el ojo izquierdo y el derecho. Como nuestros ojos estàn separados por varios centímetros, la posición del pulgar parecerà moverse un àngulo de unos 6 grados al observarlo con un ojo y luego con el otro. Si medimos este desplazamiento angular y conocemos la separación entre los puntos de vista, resulta fàcil calcular la distancia al objeto.

Lo ideal para cartografiar la estructura espiral es observar estrellas masivas jóvenes. Estos astros de vida corta a menudo se asocian con intensos episodios de formación estelar en los brazos espirales, y estàn tan calientes que ionizan el gas circundante, haciendo que brille con luz azul y creando así faros cósmicos que ayudan a localizar los brazos.
Sin embargo, como estamos atrapados en el disco polvoriento de la Vía Làctea, no podemos distinguir bien estas estrellas en nuestra propia galaxia.

Por suerte, en el exterior de las regiones que ionizan hay moléculas de agua y metanol que constituyen fuentes de radio muy brillantes, pues emiten una señal màser (acrónimo de "amplificación de microondas por emisión estimulada de radiación"), que el polvo galàctico apenas atenúa. Esta emisión es anàloga a la luz óptica de un làser pero en frecuencias de radio, y en contextos astrofísicos proviene de nubes de gas del tamaño del Sistema Solar y con una masa similar a la de Jùpiter.
Lo que vemos en las imàgenes de radio son puntos muy brillantes, propicios para realizar mediciones de paralaje.

Continuarà.

Un saludo.

Hola.

Anoto la cuarta parte.

A partir de estas paralajes, los proyectos BeSSeL y VERA han medido la distancia a unas 200 estrellas jóvenes y calientes de la Vía Làctea. Los datos abarcan aproximadamente 1/3 de la galaxia y revelan la existencia de 4 brazos que se extienden de manera continua a lo largo de grandes distancias.
El mapa resultante nos muestra que el Sol se halla muy cerca de una quinta estructura: el llamado Brazo Local.

Los astrónomos solían referirse a él como Espuela Local o de Orión, porque pensaban que se trataba de una estructura menor, similar a los pequeños apéndices observados en los brazos espirales de otras galaxias. Pero esta interpretación probablemente es errónea: según los datos de Mark J. Reid (radioastrónomo en el Centro Smithsoniano de Astrofísica de Harvard) y Xing-Wu Zheng (profesor de Astronomía en la Universidad de Nankin, que lleva décadas estudiando los màseres astronómicos y la formación estelar), parece ser un segmento aislado de un brazo espiral que envuelve menos de 1/4 parte de la Vía Làctea.

No obstante, presenta una formación de estrellas masivas comparable a la observada en un tramo de longitud similar del cercano brazo de Perseo, que algunos astrónomos han considerado uno de los 2 brazos dominantes de la Vía Làctea: el otro es el de Escudo-Centauro-ECE, donde "ECE" denota "Escudo-Centauro Exterior".
Sin embargo, estos 2 últimos científicos han descubierto que la formación de estrellas masivas en el brazo de Perseo disminuye sensiblemente conforme se enrosca hacia el interior desde el Sol, por lo que a un observador externo no le parecería un brazo muy prominente.

Si usamos las posiciones tridimensionales de estrellas jóvenes y masivas y modelizamos los movimientos medidos, podemos estimar algunos paràmetros fundamentales de la Vía Làctea:
- El Sol se encuentra a 8.150 + - 150 parsecs (26.600 años luz) del centro de la galaxia, un valor inferior a los 8.500 parsecs que recomendaba hace décadas la Unión Astronómica Internacional.
- La Vía Làctea gira a 236 km/segundo, unas 8 veces màs deprisa que la Tierra en su órbita alrededor del Sol.
- Estos dos datos anteriores implican que el Sol completa una vuelta en torno al centro galàctico cada 212 millones de años.

La parte de la galaxia màs interna que el Sol es muy delgada y pràcticamente plana. Aunque esto se sabe desde hace tiempo, la ubicación del Sol respecto a ese plano ha seguido generando debate.
Hace poco, los astrónomos fijaron un valor de 25 parsecs (82 años luz) sobre el plano, pero los resultados de Mark J. Reid y Xing-Wu Zheng se alejan mucho de esa estimación.
Al considerar las posiciones de las estrellas masivas cuya distancias conocemos con precisión y ajustarlas a un plano, determinaron que el Sol està a solamente 6 parsecs (20 años luz) por encima de este, lo que representa el 0,07% de la separación entre el Sol y el centro galàctico.
Por lo tanto el Sol se halla muy cerca de ese plano medio.

Estos 2 investigadores también han verificado que, en las regiones externas de la Vía Làctea, el plano se va deformando hacia arriba en su extremo norte y hacia abajo en su extremo sur (a semejanza de una patata frita de bolsa), como apuntaban los estudios previos.
Para describir sus observaciones, los astrónomos dividen la Vía Làctea en cuadrantes, con el Sol en el centro.
Estos 2 anteriores científicos han estudiado los brazos espirales en los 3 primeros cuadrantes, pero para el cuarto necesitan observaciones desde el hemisferio sur, que se obtendràn con telescopios ubicados en Australia y Nueva Zelanda.

Mientras llegan, podemos extrapolar los brazos que ya conocemos al cuarto cuadrante, usando información auxiliar procedente de las observaciones del hidrógeno atómico y el monóxido de carbono.
La configuración resultante coincide con las estructuras que ya se habían postulado: los brazos de Norma-Exterior, Escudo-Centauro-ECE, Sagitario-Carina y Perseo.

Continuarà en una última y quinta parte.

Un saludo.

Hola.

Aún así, hay que tener en cuenta que solamente conocemos la distancia a una región de formación estelar muy alejada del centro galàctico. La ubicación de esa región y su posición en los diagramas de velocidad-longitud para las emisiones del monóxido de carbono, dan cierta confianza en el modelo (creado por Mark J. Reid y Xing-Wu Zheng) de conexión de los brazos en la zona màs distante del centro de la Vía Làctea, aunque haràn falta màs mediciones para validarlo completamente.

Ahora tenemos una imagen màs nítida de nuestro vecindario cósmico: parece que vivimos en una galaxia espiral con 4 brazos, una brillante barra central y un razonable grado de simetría.
El Sol se sitúa casi en su plano medio, a unos 2/3 de camino entre el centro y el borde de la galaxia.
Ademàs de unos brazos que la rodean casi por completo, la Vía Làctea posee al menos un segmento adicional (el brazo local), y seguramente numerosas espuelas.

Todas estas características confieren a nuestra galaxia un aspecto bastante normal, aunque ciertamente atípico.
Casi 2/3 partes de las galaxias espirales presentan barras, así que en ese sentido la Vía Làctea no es especial.
Sin embargo, sus 4 brazos espirales claramente definidos y bastante simètricos la distinguen de la mayoría de galaxias espirales, que tienen menos brazos y màs desordenados.

Si bien hemos obtenido nuevas respuestas, aún quedan cuestiones relevantes por resolver.
Para comenzar, los astrónomos siguen sin ponerse de acuerdo sobre el origen de los brazos espirales.
Según 2 teorìas alternativas:
- O bien se deben a inestabilidades gravitatorias a escala galàctica que generan patrones persistentes de ondas espirales.
- O bien a inestabilidades a menor escala que se extienden y amplifican con el tiempo para crear segmentos de brazo que después se unen.

Los brazos espirales de la primera teoría pueden perdurar muchos miles de millones de años, mientras que los de la segunda son estructuras menos longevas que aparecen en numerosas ocasiones a lo largo de la vida de una galaxia.

También resulta muy difîcil determinar la edad de la Vía Làctea, ya que no tiene una fecha clara de nacimiento: la mayoría de astrónomos piensan que fue aglutinàndose durante eones, a medida que cuantiosas protogalaxias màs pequeñas y antiguas chocaban y se fusionaban.
Es probable que nuestra galaxia ya fuera reconocible como una gran galaxia hace unos 5.000 millones de años, aunque con un aspecto bastante distinto al actual, pues las grandes colisiones habrían alterado cualquier estructura espiral.

Mejorar esta última imagen de la Vía Làctea requerirà muchas màs observaciones, que llegaràn gracias a la próxima generación de redes de radiotelescopios capaces de aplicar VLBI. Entre ellas figuran la Red del Kilómetro Cuadrado (SKA), en Àfrica y Australia, y la Red Muy Grande de Próxima Generación (ngVLA), en Norteamèrica: dos enormes baterías de radiotelescopios que se extenderían a lo largo de sus respectivos continentes y que podrían estar operativas a finales de esta década.

Al aumentar considerablemente el àrea colectora, estos sistemas permitiràn detectar señales de radio mucho màs débiles y, por lo tanto, ver màs lejos a través de la Vía Láctea.
En última instancia, los astrónomos esperan terminar de desentrañar la arquitectura a gran escala de nuestra galaxia, para confirmar o refutar las teorías sobre el origen de su inmensa estructura espiral.

Un saludo.

Hola.

El astrofísico alemàn Günther Hasinger (Dtor. científico de la ESA y que trabaja en Madrid) ha presentado un relato de la creación que se aleja de esa teoría clàsica del Big Bang, y que ha sido publicado en el Journal of Cosmology and Astroparticle Physics.
Anota: "Los Agujeros Negros no estàn al final, sino al principio de la historia. Se formaron justo después del estallido original. Fueron los primeros cuerpos celestes del Universo y, con el tiempo, se convirtieron en algo así como las comadronas de las estrellas".

Incluso cree haber resuelto el secreto de la llamada Materia Oscura, esa invisible sustancia que constituye la columna vertebral del Universo. El punto de partida de sus reflexiones fueron las mediciones del satélite Chandra.
Hasinger descubriò señales de rayos X procedentes de AN de una masa especialmente grande, los llamados ANSupermasivos.
Cada uno de ellos pesa como miles de soles y devoran todo lo que se les acerca.
Los eructos provocados al tragar cantidades de gas y polvo son los que dieron lugar a las emisiones captadas por Chandra.
Pero había algo que no cuadraba: aquellos destellos de rayos X habían sido emitidos en las fases màs tempranas del Universo.

"Si no había un error de medición, los AN eran màs viejos que las estrellas màs viejas. Y eso entraba en el campo de lo imposible, ya que, según la teoría, los AN se originan a partir de estrellas muy antiguas que ya han consumido todo su combustible".

Y aún había otra cosa extraña: ¿cómo es que los AN tenían una cantidad tan increíble de masa?

Según Hasinger, solo hay una explicación plausible: los AN no se formaron a partir de estrellas moribundas, sino directamente a partir de la materia primigenia.
Eso implicaría que la materia se transformó en AN en los 2 primeros segundos tras el Big Bang.
Y que tendrían que haberse creado agujeros de distintas dimensiones, desde miniagujeros de unos centímetros hasta gigantes en cuyas fauces cupieran sistemas planetarios enteros.
"Si realmente sucedió así, entonces estamos rodeados de AN, los tenemos por todas partes", cuenta Hasinger.

Por ejemplo, en la Vía Làctea habría mayor cantidad de estos objetos invisibles que de estrellas visibles.
El astrofísico cree incluso que puede haber un AN en nuestro propio Sistema Solar.
¿Pruebas?
Los científicos llevan tiempo sospechando que ahí fuera hay un planeta desconocido (llamado Planeta X) con una órbita que afecta al desplazamiento de los asteroides situados màs allà de Neptuno y Urano.
Hasta ahora, todos los intentos de localizar a este perturbador espacial han fracasado.

¿Significa eso que el planeta X es en realidad un diminuto AN?
De ser así, se trataría del objeto màs inquietante del Sistema Solar: del tamaño de un huevo de gallina, pero 10 veces màs pesado que la Tierra.

El astrofísico se ha servido de modelos estadísticos para calcular cuàntos AN podría haber vagabundeando por el espacio.
Y ha llegado a un resultado sorprendente: el conjunto de su masa equivale de una forma bastante exacta al valor que los científicos han estimado para el total de la legendaria Materia Oscura.

Los astrofísicos llevan mucho tiempo detràs de esta materia, tan invisible como los AN.
Aunque hasta ahora no se ha encontrado rastro de ella, hay pocas dudas de que exista.
La razón: la fuerza gravitatoria de las estrellas y los planetas por sí sola es demasiado débil para mantener agrupados a los integrantes de unas galaxias que giran a velocidades de vèrtigo.
La Materia Oscura no solo mantiene unidas a las galaxias, también es responsable de su formación: fue ella la que condensó enormes nubes de gas e hizo que se calentaran hasta convertirse en soles.

Hasta ahora, los astrofísicos suponían que la MO estaba formada por partículas elementales todavía no descubiertas llamadas "wimps". Según Hasinger, no las hemos descubierto porque no existen.
"La verdadera MO lleva mucho tiempo descubierta", dice.
Si tiene razón, no son unas diminutas partículas lo que mantiene cohesionado al Universo, sino unos AN de tamaño descomunal, esos devoradores de soles que, paradójicamente, también son los mismos que hicieron posible el nacimiento de las estrellas y las galaxias.

Günther Hasinger defiende que la Materia Oscura està compuesta por todos los Agujeros Negros que hay en el Universo.

Un saludo.

Hola.

La NASA està desarrollando (a través del Laboratorio de Propulsión a Chorro, JPL) para lanzarlo en diciembre del año 2.022 desde la Antàrtida, el Telescopio ASTHROS de 2,5 m. de diàmetro que irà suspendido de un gigantesco globo de tamaño igual a un campo de fútbol.
Se elevarà hasta los 40 km. de altitud para observar el Cosmos en longitudes de onda de luz que no son visibles desde la superficie de la Tierra, al ser filtradas por la atmósfera.

Astrophysics Stratosphere Telescope for High Spectral Resolution Observations at Submilimeter-wavelenghts estarà durante unas 3 semanas viajando a la deriva sobre la helada Antàrtida.
Llevarà un instrumento para medir el movimiento y la velocidad del gas alrededor de las estrellas recién creadas en 2 regiones de formación estelar de la Vía Láctea.

Detectarà y mapearà por vez primera la presencia de 2 tipos específicos de iones de nitrógeno (àtomos que han perdido algunos electrones). Estos iones pueden revelar lugares donde los vientos de las estrellas masivas y explosiones de supernovas han reformado las nubes de gas dentro de estas regiones de formación estelar.

Realizarà los primeros mapas detallados en 3D de la densidad, velocidad y movimiento del gas en estas regiones, para ver cómo las gigantes recién nacidas influyen en su material placentario. Al hacerlo, el equipo de ASTHROS espera obtener información sobre cómo funciona la retroalimentación estelar, y dar nueva información para refinar las simulaciones por computadora de la evolución de las galaxias.

Un saludo.

Hola.

Se publica en Icarus que un equipo internacional de astrónomos ha descubierto un nuevo asteroide troyano que orbita al planeta Marte, y que puede ser de origen marciano o de la Luna: lo han llamado 101429.
Han usado el espectrógrafo X-SHOOTER montado en el VLT de Chile, y han visto que el espectro de este troyano parece casi una réplica de las partes de la Luna donde existe lecho de roca expuesto, como en el interior de los cràteres.

Los troyanos son un tipo de asteroides que siguen a los planetas en sus órbitas, atrapados dentro de "refugios seguros" gravitacionales a 60 grados delante y detràs de los planetas.
Representan el material sobrante de la formación y evolución del Sistema Solar, y varios miles de troyanos existen a lo largo de la órbita de Júpiter, mientras que de Marte se han descubierto muy pocos.

Existe la posibilidad que sea solamente otro asteroide, similar a los meteoritos de condrita ordinarios, que adquirió su actual apariencia lunar a través de eones de exposición a la radiación solar: es un proceso conocido como "meteorización espacial".
También puede provenir de Marte, porque es rico en piroxeno y un impacto tan colosal como el que sucedió en la cuenca Borealis, pudo haberlo proyectado hasta el punto lagrangiano L5 de la órbita marciana.

Resulta mucho màs fácil descubrir troyanos de Marte que de la Tierra, porque, si existen en nuestro planeta, se situarían siempre cerca del Sol en el cielo, y es muy difícil (aparte de por su pequeño tamaño) apuntar un telescopio hacia el Sol y poder verlos.

El troyano terrestre 2010TK7 fue descubierto hace 10 años por el telescopio espacial WISE de la NASA, pero poco tiempo después los astrónomos demostraron que era un visitante temporal del Cinturón de Asteroides entre Marte y Júpiter, en lugar de una reliquia planetesimal de la formaciòn de la Tierra.

Un saludo.

Hola.

Un estudio publicado en Science por un equipo internacional de científicos al mando de Shane Stone, de la Universidad de Arizona, nos dice que el agua que existe en la atmósfera de Marte no està confinada en la zona inferior de dicha atmósfera, sino que se transporta a la superior, y allí se convierte en hidrógeno atómico (por medio de reacciones con los iones atmosféricos) que escapa al espacio.

La mayor parte del agua se halla en los casquetes polares, y solo algunas trazas de vapor de agua en la atmósfera.
El equipo usó datos de la sonda espacial MAVEM de EE.UU. recolectados en la parte superior de la atmósfera marciana, donde se encontraron trazas de agua en altitudes màs elevadas de lo inicialmente esperado.

Shane Stone explica: "La llegada de agua a la atmósfera superior a través de las tormentas de polvo y estacionales, podría haber jugado un papel sustancial en la evolución del clima de Marte desde su estado càlido y húmedo hace miles de millones de años, hasta llegar al planeta frío y seco de hoy en día. Este mismo proceso domina la actual pérdida de agua. La abundancia de agua en la atmósfera superior de Marte sabemos que varía segùn las estaciones y alcanza su màximo en el verano austral, aumentando durante las tormentas de polvo regionales y globales".

Un saludo.

Hola.

El pasado miércoles día 11 del presente mes, las agencias JAXA japonesa y DLR germana firmaron un acuerdo para la creación de la sonda DESTINY+ de 480 kg., que despegarà en el año 2.024 rumbo al asteroide 3200Faetón de 6 km. de diàmetro, a donde llegarà tras 4 años de viaje en el 2.028.

El arranque serà muy lento con sus 4 pequeños motores iónicos (aunque solo funcionaràn 3 a la vez) de 40 milinewton cada uno, con el fin de trazar una órbita en espiral cada vez màs amplia.
Cinco meses màs tarde realizarà un sobrevuelo de la Luna para después salir rumbo hacia Faetón.
(La sonda japonesa Hayabusa-2 lleva 3 motores iónicos de 30 milinewton cada uno).

Faetón destaca porque libera partículas de su superficie que, al chocar contra la Tierra, causa la llamada lluvia de meteoros de las Gemínidas.
Se acerca a solamente 21 millones de km. del Sol en su perihelio, alcanzando entonces en su superficie los 700 grados C.
Es un cambio muy dràstico de temperatura, que implica la expulsión de partículas al espacio.

Estudiar Faetón no es sencillo ni fàcil, pues tiene una órbita muy excéntrica y muy inclinada: 22 grados respecto a la eclíptica. Por eso, DESTINY+ solo serà capaz de realizar un único sobrevuelo a 500 km. de distancia y a una velocidad relativa de 25 km/segundo, cuando cruce la órbita de la Tierra.

Instrumentos que portarà DESTINY+:
- Càmara TCAP de una resolución màxima de entre 10 y 5 metros/píxel.
- Cámara MCAP con una resolución de 100 m/píxel.
- Analizador de polvo DDA.

Después de sobrevolar a Faetón, la sonda pondrà rumbo hacia el asteroide 2005UD de solo 1 km. de diàmetro, y que se piensa que es un gran trozo desprendido de Faetón en el pasado.

Un saludo.

Hola.

Se publica en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, que un equipo de astrónomos bajo el mando de Danny Horta de la Universidad John Moores del Reino Unido, ha descubierto una "galaxia fósil" enterrada en lo màs profundo del bulbo central de la Vía Làctea, donde se encuentran la mayoría de las estrellas de nuestra galaxia.
La han denominado "Heracles" y debió ser absorbida hace unos 10.000 millones de años, cuando la Vía Làctea era muy joven.

Los astrónomos tuvieron que observar la composición química al detalle y los movimientos de decenas de miles de estrellas durante 10 años, ocultadas tras las densas nubes de brillante polvo interestelar, usando el instrumento APOGEE del proyecto Sloan Digital Sky Survey.

APOGEE midió los espectros luminosos de màs de 500.000 estrellas en toda la Vía Làctea, incluyendo su nùcleo, hasta ahora desconocido. Algunos cientos de estrellas tenían en común componentes químicos y velocidades muy diferentes del resto, que solamente podrían haber llegado de otra galaxia, y al analizarlas con sumo detalle, pudieron rastrear la precisa ubicación y la historia de la galaxia fósil Heracles.

Danny Horta nos explica: "Las estrellas que en origen pertenecieron a Heracles son 1/3 de la masa de todo el halo de la Vía Làctea, lo que significa que esa antiquísima colisión fue un evento muy importante en la historia de nuestra galaxia. Por lo general, las galaxias se van construyendo a base de fusiones con galaxias màs pequeñas a lo largo del tiempo, los remanentes de muchas de ellas se quedan en sus halos exteriores, enormes pero poco densas nubes de estrellas que envuelven a la galaxia principal. Pero la Vía Làctea se creó al revés, de dentro a fuera, por lo que descubrir las primeras fusiones requiere examinar con gran detalle las zonas màs profundas del halo. Nuestra galaxia resulta ser poco comùn, porque la mayoría de galaxias espirales semejantes tienen 'infancias' mucho màs tranquilas".

Un saludo.

Hola.

Bajo las tóxicas nubes de àcido sulfúrico de Venus se oculta un mundo apocalíptico, con temperaturas que podrían fundir el plomo y presiones capaces de aplastar maquinaria pesada. Pero quizàs no fue siempre así.

En 2.016, Michael Way, del Instituto Goddard de Estudios Espaciales de la NASA, y sus colaboradores aplicaron un modelo climàtico tridimensional al Venus primigenio, y descubrieron que podría haber presentado temperaturas tan suaves como para albergar vastos océanos de agua líquida: el componente esencial de la vida tal y como la conocemos.

Ahora Way y Anthony del Genio, también del Instituto Goddard, han desarrollado un marco teórico para la evolución de Venus basado en datos más complejos, que incluyen diversas topografías y cantidades de luz solar.
Su estudio, publicado en Journal of Geophysical Research Planets, nos explica de forma novedosa cómo Venus podría haber sido habitable durante casi 3.000 millones de años antes de transformarse en el abrasador infierno de la actualidad.

Muchos científicos han postulado que Venus nunca albergó agua líquida.
Hace unos 4.500 millones de años, cuando se formó el Sistema Solar, el planeta habría recibido suficiente luz solar como para que el agua de su atmósfera escapara al espacio, y la radiación habría frustado la aparición de vida.
Sin la presencia de algún factor mitigante "no habría habido nada", confirma Way.
Èl y Del Genio piensan que ese factor es una nube de gran tamaño que podría haber aparecido en las tempranas etapas de la evolución de Venus y haber enfriado el planeta.

A diferencia de la Tierra, Venus no rota sobre su eje una vez cada 24 horas, sino cada 243 días terrestres.
Dado que tarda un tiempo "similar" en completar una vuelta alrededor del Sol (225 días terrestres), una cara de Venus disfruta largamente de la luz solar, mientras la otra està sumida en una prolongada oscuridad.
Una atmósfera espesa podría favorecer la circulación de calor del lado diurno al nocturno y mantener Venus caliente.
Pero el modelo de Way y Del Genio, una enorme nube sobre la cara diurna actuaría a modo de un escudo brillante que reflejaría la luz solar incidente y produciría temperaturas lo bastante bajas como para sustentar agua líquida.

La idea de que Venus fue habitable en algún momento no es nueva, pero el presente modelo muestra cómo podrìa haberse transformado en un planeta inhóspito y descarta las teorías habituales.
"Hay una historia sobre Venus que nos contamos a nosotros mismos. La enseñamos en los cursos de Astronomía y la escribimos en los libros, y resulta que esa historia no es correcta", afirma David Grinspoon, astrobiòlogo del Instituto de Ciencias Planetarias de EE.UU. que no participó en el estudio, si bien fue uno de los autores del artículo de 2.016.

Continuarà en una segunda y última parte.

Un saludo.

Hola.

Anoto la segunda parte.

La idea tradicional es que el aumento gradual del brillo del Sol calentó tanto el planeta que este dejó de poder albergar un océano estable. En otras palabras, el borde interior de la zona habitable (la region orbital donde el agua líquida puede crear las condiciones propicias para la vida) se desplazó màs allà del segundo planeta del Sistema Solar.
Sin embargo, el modelo de Way y Del Genio sugiere que la cubierta de nubes habría proporcionado suficiente sombra como para mantener agua líquida en la superficie de Venus incluso hasta hoy en día, si algo no hubiera llevado al planeta a su actual estado.

Los autores proponen un mecanismo violento que podemos entender fijàndonos en la Tierra primitiva.
Hace unos 250 millones de años, se abrieron profundas grietas en la corteza terrestre. Eso arrojó lava a la superficie y suficiente dióxido de carbono a la atmósfera como para producir la mayor extinción masiva de la Tierra: perecieron el 96% de las especies marinas y el 70% de las terrestres.

Tales episodios volcànicos dejan tras de sí depósitos conocidos como grandes provincias ìgneas y producen al menos 100.000 km3 de lava a lo largo de 1.000.000 de años.
"La cantidad de lava que brota por unidad de tiempo constituye una afrenta a Dios", asegura Paul Byrne, geólogo planetario de la Universidad Estatal de Carolina del Norte, ajeno al estudio.

Aunque estas erupciones han sacudido la Tierra en diversas ocasiones y a menudo han causado extinciones masivas, nunca han sucedido varias a la vez.
"Es una suerte para la vida en la Tierra", apunta Way, pero los científicos no ven ninguna razón por la que no pueda darse màs de un evento simultàneo. Y si eso hubiera sucedido en Venus, se habría liberado suficiente dióxido de carbono a la atmósfera como para convertir al planeta en un invernadero apocalíptico, según los investigadores.

La hipótesis es atractiva.
"Hay cierto romanticismo tràgico en la aniquilación de un mundo tan parecido al nuestro. Mi sueño es que un día aterricemos allí y hallemos fósiles de un mar poco profundo perteneciente a un ecosistema de Venus", opina Byrne.
No obstante, el experto admite que no hay pruebas directas que apoyen esta visión.

Los autores sostienen que el vulcanismo a gran escala habría seguido pavimentando gran parte de Venus con roca volcànica, produciendo el resultado que vemos hoy en día. Pero Vicki Hansen, geóloga de la Universidad de Minnesota Duluth que no participó en el estudio, señala que las observaciones de la sonda Magallanes, que orbitó Venus a comienzos de los años 90, no respaldan su idea.
"Los datos contradicen todo eso", asevera.
Según el anàlisis del equipo de Hansen, "podemos identificar 3 eras distintas en la evolución de Venus. Eso no es compatible con una renovación de la superficie debida a un evento catastrófico, la cual habría borrado toda la historia anterior".

La cuestión sin duda es polémica, y algunos científicos siguen defendiendo que Venus nunca fue apto para la vida.
Para esclarecerlo, los investigadores deberàn examinar el planeta vecino màs de cerca.
"Podemos pasarnos la vida construyendo modelos, pero eso no soluciona nada: hay que comprobar los resultados de esos modelos", sentencia Hansen.

Byrne cree que deberíamos enviar a Venus una flota de naves espaciales, con orbitadores, módulos de aterrizaje, globos aerostàticos, plataformas aéreas e incluso dirigibles.
La atmósfera del planeta puede darnos pistas sobre cuànta agua se ha perdido, y la superficie podría revelar si las erupciones volcànicas la fisuraron y cuàndo lo hicieron. Las futuras misiones podrían ayudar a zanjar el debate sobre si Venus reunió en algún momento las condiciones necesarias para la vida, y obligar a los astrónomos a ampliar su búsqueda de planetas habitables en la galaxia.

"Si este escenario es correcto, eso supone que los planetas similares a Venus tienen posibilidades reales de albergar vida y no deberíamos ignorarlos: habría que buscar allí", apunta Adriàn Lenardic, geofísico de la Universidad Rice que tampoco formó parte de la investigación.

Un saludo.

Hola.

El pasado martes día 1 de diciembre a las 07:53 hora española, el famoso radiotelescopio de Arecibo, Puerto Rico, dejó de existir para siempre.

Creado en el año 1.963 en una depresión del terreno, con un diàmetro de 305 metros, la plataforma central elevada de 900 toneladas y sujetada por gruesos cables anclados a 3 enormes torres, cayó sobre la superficie del plato formada por finas chapas metàlicas, produciendo daños irreversibles para su funcionamiento.

El pasado mes de agosto se soltó uno de los tirantes de una torre, y produjo una brecha de 30 m. de longitud en el plato.
No se procedió a restituirlo porque tras un estudio de la infraestructura, existía la posibilidad de que colapsara y hubiera pérdidas humanas durante la reparación.
En noviembre se soltó otro cable, con lo que se comprobó la veracidad del estudio, y dejó al radiotelescopio al borde del colapso.

Ha estado operativo 57 años y algunos descubrimientos han valido varios Pemios Nobel a los científicos.
Recordemos los hallazgos màs importantes:
- En 1.964 afinó el periodo de Mercurio, pasàndolo de 88 a 59 días.
- Descubrió las primeras evidencias de la existencia de las estrellas de neutrones.
- Descubrió el primer púlsar binario.
- También el púlsar que gira màs ràpidamente.
- En 1.989 ayudó a visionar la primera imagen de un asteroide.
- Trazó mapas de hielo en las 2 regiones polares de Mercurio.
- Descubrió moléculas prebióticas en lejanas galaxias.
- Detección de violentos estallidos de energía en el Cosmos.
- En 1.974 envió el llamado "Mensaje de Arecibo", transmisión de radio al cúmulo globular Messier-13 situado a 25.000 años luz, para intentar que sea recibido por alguna civilización de ETs.
- Usado para la defensa planetaria de potenciales asteroides peligrosos, con el descubrimiento y posterior seguimiento de sus órbitas cercanas a la Tierra.

Se dio a conocer al gran público con su aparición en la película "Contact" en 1.997, basada en la novela homónima de Carl Sagan escrita en el año 1.985.
Ha sido el mayor radiotelescopio del mundo, hasta que en el año 2.016 estuvo operativo el FAST chino con sus 500 m. de diàmetro.

Un saludo.