Una del espacio.

Hola.

La NASA ha dado a conocer un video acelerado de 10 segundos de duración, donde se recogen los 27 días de crecimiento de ràbanos en el espacio durante el pasado mes de diciembre, y ha sido la primera vez que se logra con este nutritivo alimento dentro del experimento Habitat-02:
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Para lograr esta pequeña cosecha dentro de la càmara, se usaron en ella luces leds rojas, azules, verdes y blancas de amplio espectro para estimular su crecimiento, y los 20 ràbanos superaron la prueba con creces alimentados por un suelo creado con distintos minerales en muy exactas proporciones y con un sofisticado sistema de abastecimiento de agua en condiciones de microgravedad.

Requirieron poco tiempo de atención por parte de los astronautas de la Estación Espacial Internacional (ISS) durante los 27 días, pues había decenas de sensores dentro de la càmara que eran continuamente monitoreados desde el Centro Espacial Kennedy de la NASA en la Tierra.

La astronauta Kate Rubins recogió uno a uno cada ràbano, los envolvió en papel de aluminio, y los metió en un recipiente donde permaneceràn en frìo hasta que la misión 22 de reabastecimiento los traiga a la Tierra para ser debidamente analizados.

La NASA espera que este experimento llevado a buen término sea un primer paso para que los astronautas en un futuro puedan viajar a Marte o la Luna con su propio y nutritivo huerto espacial.

Un saludo.

Hola.

El pasado día 3 de enero se cumplieron 2 años desde el aterrizaje en la cara oculta de la Luna de la sonda china Change'4 y su pequeño róver Yutu-2: la misión sigue siendo un éxito hasta el momento.

Al funcionar solamente mediante energía solar, ambos artefactos deben permanecer parados durante 14 días seguidos, y después volver a estar plenamente operativos.

Reanudaron su trabajo en el 26 día lunar (1 día lunar son 14 días terrestres y 1 noche lunar lo mismo), y el Yutu-2 se moverà en dirección hacia el noroeste buscando el àrea de basaltos y cràteres de impacto, para tomar fotos panoràmicas, usar su espectrógrafo de infrarrojos, detector de àtomo neutro y radar interno.

Un saludo.

Hola.

Un artículo publicado en Astrophysical Journal Letters nos cuenta que un equipo internacional de astrónomos, liderado por Xiaohmi Fan de la Universidad de Arizona, ha descubierto el cuàsar màs lejano conocido hasta la fecha: lo han denominado J0313-1806 y se creó cuando el Universo solamente tenía 670 millones de años de edad.
Està impulsado por un Agujero Negro Supermasivo (ANS) de 1.600 millones de masas solares y resulta 1.000 veces màs brillante que toda la Vía Làctea.

Para hallarlo, han usado primero el telescopio Magellan Baade con espejo de 6,5 m. de diàmetro, el telescopio Gemini North, el Observatorio WM Keck de Hawài, el telescopio Gemini South, y para calcular y afinar su edad el conjunto de telescopios ALMA de Chile.

La observación de ALMA sobre el cuàsar y su galaxia donde se ubica, nos dice que dicha galaxia està creando estrellas a una velocidad 200 veces mayor que actualmente lo hace la Vía Làctea, y el brillo del cuàsar nos indica que el ANS devora una masa equivalente a 25 soles/año.

La energía liberada por esa ràpida alimentaciòn, muy probablemente està impulsando una poderosa salida de gas ionizado a una velocidad de un 20% la de la luz. Se piensa que estos flujos de salida son los que finalmente detienen la formación de estrellas en las galaxias.

Xiaohmi Fan explica: "Creemos que esos ANS fueron la razón por la que muchas de las grandes galaxias dejaron de formar estrellas en algún momento. Observamos esta 'extinción' en posteriores èpocas, pero hasta ahora, no sabíamos qué tan temprano comenzó este proceso en la historia del Cosmos. Este cuàsar es la evidencia màs temprana de que la extinción puede haber estado sucediendo en tiempos muy tempranos. Este proceso también dejarà al ANS sin nada para comer y, por tanto, detendrà su crecimiento".

Ademàs, la gigantesca masa del ANS del cuàsar J0313-1806 en un momento tan temprano, descarta 2 modelos teóricos de cómo se formaron los ANS en el Universo:
- En el primero, las estrellas masivas individuales explotan como supernovas, y colapsan después en un Agujero Negro que màs tarde se fusionan con otros para llegar a formar los ANS.
- En el segundo modelo, densos cùmulos de estrellas colapsan formando un enorme ANS.

En ambos casos, sin embargo, el proceso tarda demasiado en crear un ANS como el de este cuàsar en la temprana edad en que lo vemos. La semilla de este ANS debe haberse formado por algún mecanismo o evento distinto y desconocido, que involucra grandes cantidades de gas de hidrógeno frío primordial, colapsando directamente en un Agujero Negro semilla.

Un saludo.

Hola.

A finales de diciembre, un equipo de astrónomos del proyecto Breakthrough Listen (del que formaba parte el fallecido Stephen Hawking), explicaron que habían detectado una rara señal de ondas de radio procedente del sistema solar Alfa Centauri: el màs cercano a la Tierra a 4,2 años luz.

La señal de 980 Mz fue descubierta por vez primera en abril del 2.019 a través del telescopio Parkes ubicado en Australia: solo apareciò una vez, duró 3 horas, cambió ligeramente en ese espacio de tiempo y nunca màs volvió a repetirse.
La forma en que lo hizo, sugiere que podrìa ser un cambio causado por el movimiento de un planeta.

Ese sistema solar vecino sabemos que posee al menos 2 planetas, y 1 de ellos (Próxima b), es rocoso, de un tamaño mayor en un 17% al de la Tierra y podría albergar agua líquida en su superficie.

Esta señal es la primera que ha logrado pasar los estrictos controles de Breakthrough Listen y esas longitudes de onda normalmente no son utilizadas por las naves y satèlites espaciales lanzados por el hombre.
El nombre completo es Breakthrough Listen Candidate 1, ó BLC1.

Pete Worden, presidente de Breakthrough Prize Foundation, ha sido muy cauteloso y comenta: "Nadie dice que sea una firma tecnològica, pero se està investigando cuidadosamente. El anàlisis de datos todavía no es completo, por lo que a fecha de hoy nadie sabe exactamente qué es ese extraño haz de radio".

Dentro de unos meses se publicaràn los resultados definitivos y quizàs sabremos el origen de BLC1.

Un saludo.

Hola.

La señal es de 980 Mhz.

Un saludo.

Hola.

Un estudio del investigador Daniel Apai de la Universidad de Arizona publicado en The Astrophysical Journal, nos dice que la enana marròn màs próxima a la Tierra, llamada Luhman 16B, posee vientos globales de alta velocidad semejantes al sistema de corriente en chorro de nuestro planeta y varias bandas paralelas muy parecidas a las de Júpiter.

En realidad son un sistema de 2 enanas marrones, a solo 6,5 años luz de la Tierra, formado por Luhman 16A de 34 veces la masa de Júpiter, y Luhman 16B de 28 masas de Júpiter y 815 grados C. màs caliente que dicho planeta, pero solo esta última enana marròn ha sido la màs estudiada por el satélite espacial de exoplanetas en trànsito TESS.

Dice Daniel Apai: "Ningùn telescopio actual es tan grande como para proporcionarnos una imagen detallada de planetas o enanas marrones a esa distancia. Pero midiendo còmo cambiaba el brillo durante 24 horas diarias en las rotaciones de Luhman 16B con el tiempo, fuimos capaces de crear mapas burdos de su atmósfera. Los resultados muestran que existe mucha similitud entre la circulaciòn atmosférica de los planetas del Sistema Solar y lo descubierto en esa enana marròn".

Continúa: "Usando nuevos y avanzados algoritmos, obtuvimos mediciones precisas de cambios de brillo a medida que giraban las 2 enanas marrones. Las enanas marrones se vuelven màs brillantes cuando las regiones atmosfèricas brillantes se convierten en el hemisferio visible, y màs oscuras cuando giran hacia fuera de la vista. Ahora sabemos que los chorros atmosfèricos a gran escala también dan forma a la atmósfera de la enanas marrones".

Las enanas marrones (también llamadas "estrellas fallidas") tienen màs o menos el tamaño del planeta Júpiter, pero son decenas de veces màs masivas, aunque menos que las estrellas màs pequeñas, y sus núcleos no han alcanzado suficiente presión para fusionar àtomos, como las verdaderas estrellas.
Cuando se crean las enanas marrones son calientes, se enfrían poco a poco, brillan débilmente y se atenúan lentamente, por lo que son muy difíciles de detectar con la actual tecnología.

Un saludo.

Hola.

Un equipo de astrónomos del Centro de Astrofísica Harvard & Smithsonian publica en Astrophysical Journal Letters, que han descubierto el primer planeta similar a Júpiter que no tiene nubes ni tampoco neblinas en su atmòsfera.

Lo han denominado WASP-62b y està a 575 años luz de la Tierra, orbitando por completo a su estrella en solo 4,5 días: ha sido clasificado como "Júpiter Caliente".

Fue hallado inicialmente en el año 2.012, pero ha sido ahora cuando el telescopio espacial Hubble lo ha monitorizado durante 3 órbitas seguidas a su sol: han comprobado en el espectro de luz visible líneas de absorción de sodio y potasio en la atmósfera, tras lo cual han inferido que WASP-62b carece de nubes.

Solamente el 7% de los algo màs de 4.600 exoplanetas descubiertos hasta la fecha carecen de atmósfera, siendo el primero de ellos descubierto en el año 2.018, se llama WASP-96b y pertenece a la familia de "Saturnos Calientes".

Conocer la atmósfera de los exoplanetas facilita en gran medida el posterior estudio de su composición química, lo que puede ayudar mucho a saber de qué està hecho un planeta.

Un saludo.

Hola.

Los astrónomos han detectado la colisiòn de Agujeros Negros (ANs) màs lejana, potente y desconcertante observada hasta la fecha. El suceso en cuestiòn habría ocurrido cuando el Universo tenía la mitad de su edad actual, y al menos uno de los 2 colosos, cuya masa se ha estimado en 85 masas solares, tenía una masa mayor de la que hasta ahora se creía posible para un evento de este tipo.
Ademàs, la fusión de ambos astros dio lugar a un AN de casi 150 masas solares, lo que lo sitùa en un intervalo de masas para el que nunca se habían detectado ANs de forma concluyente.

"Todo lo relacionado con este descubrimiento es sobrecogedor", dice Simon Portegies Zwart, astrofísico computacional de la Universidad de Leiden. El cientìfico enfatiza que, entre otras cosas, el hallazgo confirma la existencia de los llamados "ANs de masa intermedia": astros considerablemente màs masivos que una estrella tìpica, pero menores que los ANSupermasivos que ocupan el centro de las galaxias.

Ilya Mandel, astrofísico teórico de la Universidad Monash, en Melbourne, califica el hallazgo de "maravillosamente inesperado".

El fenómeno fue detectado el 21.05.2019 por los 2 detectores gemelos del Observatorio de Ondas Gravitacionales por Interferometría Làser (LIGO), en EE.UU., y por el Observatorio Virgo, de Italia.
La Onda Gravitacional acaba de ser bautizada como GW190521.

Desde 2.015, las colaboraciones LIGO y Virgo han transformado la astronomía gracias a la detecciòn de Ondas Gravitacionales: ondulaciones del espaciotiempo predichas por la teoría de la relatividad general de Albert Einstein y capaces de revelar cataclismos astrofísicos que, como sucede con las colisiones de ANs, resultan invisibles para los telescopios ordinarios.

A partir de las propiedades de las ondas detectadas, se pueden reconstruir las características de los astros que colisionaron, como sus masas y otras propiedades. En los últimos años, estos trabajos han revolucionado el estudio de los ANs gracias a la detección de decenas de estos objetos. Pero, hasta ahora, las masas de los astros observados se habían situado entre unas pocas masas solares y unas 50 veces la masa del Sol.
Este evento sucedió entre 2 ANs de 66 y 85 masas solares, y los modelos de evoluciòn estelar predicen que los ANs de masas comprendidas entre 65 y 120 masas solares nunca deberían llegar a formarse.
El origen de estos 2 ANs intriga mucho a los astrónomos.

Tales valores (entre pocas masas solares y unos 50 soles), resultan compatibles con lo que cabe esperar a partir del proceso "normal" de formaciòn de un AN, el cual tiene lugar cuando una estrella de gran masa agota su combustible y acaba colapsando sobre sí misma por efecto de su propia gravedad. Sin embargo, la teoría que describe tales procesos predice que estos no deberían producir ANs con masas entre 65 y 120 masas solares.

La razón de este "hueco" se debe a que, hacia el final de su vida, las estrellas pertenecientes a cierto intervalo de masas alcanzan temperaturas tan elevadas en su núcleo, que comienzan a convertir fotones en pares de partículas y antipartículas: proceso llamado "inestabilidad de pares". Eso desencadena una violenta reacciòn explosiva que acaba dispersando por completo la estrella, la cual se desvanece sin dejar ningún objeto compacto tras de sí.

Continuarà en una segunda y última parte.

Un saludo.

Hola.

En esta ocasiòn, los detectores de LIGO y Virgo solo detectaron 4 pulsos cuya frecuencia aumentó de 30 a 80 hercios en una décima de segundo. Segùn los modelos, dichos pulsos habrían correspondido al momento en que los 2 ANs se precipitaban uno contra otro siguiendo una órbita en espiral.
Los ANs de menor masa continúan emitiendo ondas hasta alcanzar frecuencias mayores.
Pero los màs masivos chocan y se fusionan antes, por lo que su señal bordea el límite inferior de frecuencias a las que son sensibles los detectores.

Los anàlisis posteriores estimaron que los astros que colisionaron tenían en torno a 66 y 85 masas solares. Tales valores "encajan con claridad en el intervalo prohibido por la inestabilidad de pares", explica Christopher Berry, astrofísico de la Universidad Noroccidental de EE.UU. y miembro de LIGO.

De hecho, Selma de Mink, astrofísica de Harvard, pone el límite de masas solares a la inestabilidad de pares aùn màs bajo, tal vez en unas 45 masas solares. Ello supondría que también el segundo objeto tendría una masa perteneciente al intervalo de masas consideradas prohibidas.
"En mi opiniòn, ambos ANs tienen una masa incómodamente elevada", enfatiza la experta.

Los investigadores han considerado distintas hipótesis para explicar las observaciones, incluida la posibilidad de que ambos objetos hayan existido desde el principio de los tiempos.
Hace décadas que los físicos barajan la existencia de ANPrimordiales: objetos que se habrían formado de manera espontànea momentos despuès del Big Bang que dio origen al Universo, y que en principio podrían abarcar un amplio abanico de masas.

Con todo, el escenario principal contemplado es que los ANs que colisionaron eran tan masivos porque ellos mismos eran, a su vez, el resultado de una fusión previa de ANs. Los ANs producidos por el colapso de estrellas deberían abundar en los densos cúmulos estelares, por lo que serían propensos a experimentar fusiones repetidas.
No obstante, también esta posibilidad adolece de sus propios problemas, ya que, tras una primera fusión, lo màs normal sería que el AN resultante se viera impulsado por las Ondas Gravitacionales generadas y saliese despedido del cúmulo.
Solo en ocasiones muy raras permanecería en la zona donde podrìa sufrir una segunda colisiòn.

Al respecto, De Mink señala que tales fusiones repetidas serían màs probables para aquellos ANs situados cerca de un centro galàctico, donde la gravedad sí sería lo suficientemente intensa como para poder retener el astro.

Los investigadores aún ignoran en qué galaxia concreta se produjo esta fusiòn de ANs.
Sin embargo, un mes despuès de la detecciòn de GW190521, un equipo observò una fulguraciòn en un cuàsar (un núcleo galàctico activo con un ANSupermasivo en su centro) en aproximadamente la misma regiòn del cielo.
Dicha fulguraciòn podría haberse debido a la onda de choque causada por el AN resultante de la colisiòn cuando salió despedido, aunque la mayoría de astrónomos se muestran cautelosos a la hora de relacionar ambos eventos.

En el año 2.020 ya fue la segunda vez que las colaboraciones LIGO y Virgo detectaron ANs con una masa supuestamente "prohibida". Y el pasado mes de junio, los investigadores describieron la fusiòn de un astro de unas 2,6 masas solares: demasiado ligero para ser un AN...pero demasiado masivo para ser una estrella de neutrones.

Un saludo.

Hola.

Un equipo de investigadores han descubierto un singular sistema planetario a 200 años luz de la Tierra, llamado TOI-178.
Usando el método del trànsito y velocidad radial de hasta 4 telescopios terrestres y espaciales han hallado 6 exoplanetas, 5 de los cuales estàn enlazados en una resonancia muy baja mientras orbitan a su estrella.

Un ejemplo lo tenemos en el Sistema Solar con los satélites de Júpiter Ío, Europa y Ganímedes, que también estàn en resonancia orbital: Ío, el màs cercano a Jùpiter, completa 4 órbitas por cada òrbita de Ganímedes, el màs lejano, y también completa 2 òrbitas por cada una que realiza Europa
Es una resonancia 4:2:1.

Los 5 planetas exteriores de TOI-178 siguen una cadencia màs larga: 18:9:6:4:3.
El único que queda excluído es el màs próximo a la estrella.
Asì que, por cada 18 órbitas del segundo planeta, el tercero completa 9, el cuarto 6, el quinto termina 4 y el último culmina 3.

Las órbitas estàn màs bien ordenadas y, por tanto, concluyen los astrónomos que la evolución del sistema planetario ha sido muy sencilla desde su formación.
En cambio, las densidades carecen de orden al pasar de un planeta a otro: estàn todas mezcladas de una forma confusa.

Los 6 exoplanetas tienen tamaños de 1 a 3 veces el de la Tierra, entre 1,5 y 30 masas terrestres, y existen supertierras rocosas, gaseosos y minineptunos: ninguno està en la zona habitable para albergar posible agua líquida.
El planeta màs ràpido y cercano completa 1 órbita a su sol en unos pocos días, y el màs exterior tarda 10 veces màs.

Podría existir algun planeta màs aún por descubrir en TOI-178, pero habrà que esperar a que durante la segunda mitad de esta década comience a estar operativo el telescopio ELT para poder verlo directamente.

Un saludo.

Hola.

El pasado martes día 9 la sonda Al Amal de Emiratos Àrabes Unidos llegó a la òrbita de Marte, y ayer día 10 hizo lo mismo la sonda china Tianwen-1 de 4.920 kg., después de surcar el espacio durante 202 días y estar Marte a fecha de hoy a 192 millones de kilómetros de la Tierra.

Actualmente hay estas sondas orbitando a Marte:
- De la NASA la Mars Odyssey, MRO y MAVEN.
- De la ESA la Mars Express.
- De la ESA/Rusia la ExoMars TGO.
- De la India la Mangalyaan.

Y ademàs, en el suelo marciano estàn operativas las misiones InSight y Curiosity de la NASA.

Tianwen-1 quedó ayer en una órbita muy elíptica de 400x180.000 km. y 12 grados de inclinaciòn, con un periodo de 11 días.
Màs adelante, se pondrà en órbita de reconocimiento de 165x60.000 km. y un periodo de solo 2 días, para estudiar principalmente la zona de Utopia Planitia.

En ese lugar es donde, tras un acercamiento dentro de una etapa de descenso, està previsto que toque suelo en mayo o junio un róver de 2x1,65x0,80 metros y 240 kg. de peso, con una misión prevista de 92 días estudiando al planeta rojo con sus 6 instrumentos.

A estos 6 habrà que añadir otros 7 instrumentos que porta la sonda que permanecerà en la òrbita de Marte.

Un sudo.

Hola.

Se publica en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, que un equipo de cientìficos franceses han medido por primera vez la densidad interna de un exoplaneta muy joven, de apenas 200 millones de años, que orbita una estrella también muy joven de 220 millones de años de edad.

Es una enana roja eruptiva (muy activa de fulguraciones) llamada Au Microscopii (Au Mic) y el planeta es un gigante gaseoso denominado Au Mic b.

Han usado el instrumento de búsqueda de exoplanetas SPIRon ubicado en el Telescopio Canadà-Francia-Hawai (CFHT).
La masa y densidad del exoplaneta resultó ser casi idéntica a las de Neptuno, que ya tiene 4.000 millones de años.
Sin embargo, su òrbita està 450 veces màs cerca de su estrella que Neptuno del Sol.

Su atmòsfera tiene 300 grados C., por lo que se clasifica dentro de la familia de "Neptunos Calientes", y està bien alineado con el plano ecuatorial de su estrella, lo que sugiere a los investigadores que su formaciòn no se vio afectada por otros masivos objetos.

Con el rendimiento del nuevo instrumento SPIRom se esperan nuevos descubrimientos en fechas futuras.

Un saludo.

Hola.

El Dark Energy Survey (DES) ha lanzado DR2: la segunda publicaciòn de imàgenes y catàlogos de objetos en los 7 años de historia del proyecto y que supone la culminación de màs de media década de recopilaciòn y anàlisis de datos astronómicos, con el objetivo final de comprender la expansión acelerada del Universo y el fenómeno de la Energía Oscura.

Desde el Observatorio CTI en Chile, Dark Energy Survey obtiene imàgenes de 5.000 grados cuadrados del cielo austral.

Se trata de uno de los catàlogos astronómicos màs grandes publicados hasta la fecha y, ademàs, de acceso público.
El DR2 incluye un catàlogo de casi 700 millones de objetos astronómicos, ampliando los 400 millones catalogados en la anterior DR1.

Ademàs, la mejora refinando las técnicas de calibración, que, con las imàgenes combinadas màs profundas de DR2, dan lugar a mejores estimaciones de la cantidad y distribución de materia en el Universo.

Investigadores de todo el mundo pueden acceder a estos datos sin precedentes y extraerlos para hacer nuevos descubrimientos sobre el Universo, complementarios a los estudios que està llevando a cabo la colaboración Dark Energy Survey.

La publicaciòn de datos completa està disponible on line y también està abierta para que el público la explore y obtenga sus propios conocimientos en:
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En España, varios grupos de investigación han trabajado en diversos ámbitos de este proyecto: desarrollo de la instrumentación, operaciones, reducciòn de datos y software de anàlisis desde 2.006.

Un saludo.

Hola.

Cuando miramos el cielo nocturno con los ojos desnudos, vemos que la mayor parte de él es de un negro absoluto.
Destacan solo unos cuantos puntos luminosos: estrellas y, tal vez, algunos de los planetas del Sistema Solar.
Si tenemos la suerte de vivir fuera de las ciudades, o con la ayuda de prismàticos o de un pequeño telescopio, podremos distinguir cientos o incluso miles de esos puntos de luz: no obstante, estos seguiràn siendo minoría frente al oscuro mar de fondo.

Con un telescopio mucho mayor verìamos un nùmero muy elevado de fuentes luminosas allí donde antes no veíamos nada, sobre todo estrellas tenues y lejanas galaxias, pero, a pesar de todo, la mayor parte del firmamento seguirà vistiendo un profundo negro.

Es tentador pensar que eso indica que el Universo se encuentra esencialmente vacìo, y aunque esto podría ser correcto hasta cierto punto, resulta que todo lo que podemos ver tan solo es el 5% del Universo.
El 70% es la llamada Energía Oscura, responsable de la acelerada expansión del Universo.
Y el 25% restante es Materia Oscura (MO): sustancia invisible y de naturaleza desconocida que, sin embargo, delata su presencia por el tirón gravitatorio que ejerce sobre las estrellas y galaxias.

La MO piensan los astrónomos que se compone de algùn tipo de partículas todavía desconocidas, y todos los datos indican que han de moverse a velocidades muy inferiores a la de la luz: razón por la que los cientìficos dicen que es "fría".

Pero si la MO se compone de partículas, ¿por qué no podemos verlas?
La razón es que serían muy distintas de todas las que se conocen hasta la fecha y, en concreto, no experimentarían la interacción electromagnética.
Como consecuencia, no podrían emitir, absorber ni reflejar luz, por lo que serían literalmente invisibles.

De hecho, tal vez la MO debería en realidad llamarse "Materia Transparente".

Pero aunque no podamos verla, el papel desempeñado por la MO en la evolución del Universo es tan relevante que, sin ella, no llegarían a formarse las grandes estructuras como las galaxias y muy posiblemente no existiríamos aquí hoy.

Continuarà.

Un saludo.

Hola.

Tras décadas de estudios observacionales, sabemos sobre la MO su abundancia cosmológica, que no puede tener carga eléctrica y que sus partículas apenas colisionan: sin embargo, su naturaleza última sigue siendo totalmente desconocida.
Hay incluso quienes defienden que no existe una MO como tal y que, para dar cuenta de las observaciones, basta con modificar las leyes de la gravedad.

Sin duda, resulta lógico intentar explicar los datos a partir de la materia que ya conocemos.
Pero, en la pràctica, tales modificaciones de la gravedad no logran dar cuenta de todos los efectos observados a distintas escalas y èpocas cósmicas, acarrean mùltiples problemas adicionales y, paradòjicamente, en la actualidad han evolucionado hasta requerir también una cierta cantidad de MO.

Ninguna de las partículas elementales conocidas hasta ahora constituye un candidato viable para explicar las propiedades de la MO. Por lo tanto, resulta inevitable pensar en nuevas partículas e interacciones.
Las posibilidades para explicar la MO son mùltiples: desde partìculas miles de millones màs ligeras que el electrón, hasta Agujeros Negros Primordiales tan masivos como el Sol.

Con todo, la hipótesis màs explorada y mejor motivada hasta la fecha es la que postula que la MO se compone de WIMP: en inglés "partìculas masivas que interaccionan débilmente". Esta denominaciòn no hace referencia a un tipo preciso de partícula, sino a un amplio abanico de posibilidades.
Todas ellas, sin embargo, comparten las 2 caracterìsticas bàsicas a las que remite su nombre:
- Se trata de partìculas con masas relativamente elevadas, en un caso tìpico, varias decenas de veces màs masivas que un protón.
- Y que apenas interaccionan, lo que justificaría por qué, en la pràctica, no podemos detectarlas màs allà de sus efectos gravitatorios.

Las WIMP constituyen una de las posibilidades preferidas por los físicos de partículas, ya que aparecen de manera natural en las extensiones supersimètricas del modelo estàndar. Estas teorías postulan que, por cada bosón y fermión conocidos (las 2 grandes familias de partículas existentes en la naturaleza), debería existir una nueva partìcula perteneciente al tipo contrario.
Eso implica que aún quedaría un gran número de partículas elementales por descubrir y, en muchos modelos, una de tales partìculas resulta ser precisamente de tipo WIMP.

Otro argumento a favor de las WIMP proviene de la evolución del Universo.
En sus inicios tras la gran explosión, a medida que el Cosmos se expandía, la densidad de partículas de MO habrìa ido disminuyendo. En cierto momento, esa densidad alcanzó un valor tan bajo que las partìculas dejaron de "verse" unas a otras: es decir, dejaron de colisionar entre sí.

En el caso de las WIMP, colisionar implica aniquilarse, ya que, segùn las teorías que las predicen, ellas mismas son sus propias antipartículas. Por tanto, llegó un momento en el que su abundancia se "congeló" y la cantidad de partìculas de MO permaneció constante. El instante concreto en que eso sucedió (y, en consecuencia, el nùmero de partìculas que sobrevivieron) depende de la probabilidad de interacción entre partículas de MO.

Y resulta que, para dar cuenta de toda la MO que hoy sabemos que existe en el Universo, dicha intensidad ha de ser similar a la de las interacciones nucleares débiles: justo lo que predice el modelo WIMP.
Esta interesante coincidencia se conoce con el nombre de "Milagro WIMP", y constituye el principal argumento sobre el que se fundamenta el éxito de este modelo frente a otros.

Continuarà.

Un saludo.

Hola.

Abro un paréntesis sobre el tema de la Materia Oscura, debido a que hoy està previsto que toque suelo de Marte el róver Perseverance con la finalidad de buscar rastros de vida presentes o pasados.

Si todo transcurre bien, hay que recordar que todavìa no es nada fàcil aterrizar perfectamente en Marte pues algo màs de 1/3 de todos los artefactos enviados no han culminado con éxito la delicada maniobra, a las 21:55 horas de España se posarà con sus 6 ruedas sobre la superficie marciana.

Tras su largo viaje, la sonda con el ròver en su vientre alcanza la órbita de Marte a 19.500 km/hora y debe dejar posarse al Perseverance a solo 2,7 km/hora para evitar posibles daños en sus delicados instrumentos: todo ello en los llamados "Siete minutos de terror".

Estos 7 minutos de entrada, descenso y aterrizaje se haràn con la sonda de mayor peso de la historia en llegar a Marte, pues pesa 2.500 kg., de los cuales 1.025 kg. son del róver Perseverance, con unas medidas de 3 metros de largo x 2,70 de ancho x 2,20 de altura con el màstil desplegado.

La etapa de descenso mide 4,50 m. de diàmetro, el escudo creado con PICA (Phenolic Impregnated Carbon Ablator) soportarà 1.300 grados C. de temperatura y el mayor paracaìdas de frenado tiene una cúpula de 21,30 m. de diàmetro.

Alcanzarà una deceleración màxima de 11G (no muy adecuada para los astronautas, pero sin reparos para un robot).
Realizarà una serie de maniobras a velocidades hipersónicas, hacia "arriba" o "abajo" (cabeceo) para aumentar o reducir la longitud de su trayectoria, o "de lado", es decir, giros en forma de "S" para reducir su velocidad.

La atmòsfera de Marte con una densidad de apenas el 1% de la Tierra, tampoco ayuda mucho a la hora de frenar la velocidad de la sonda, y ademàs, cambia radicalmente su densidad en muy poco tiempo.
Hay que intentar volar por ella el màximo tiempo posible para que frene algo a la sonda, sin alejarse tampoco demasiado del lugar previsto de aterrizaje: una elipse de 20 x 7 km., con una zona ideal exacta de 7,7 x 6,6 km., que resulta la menor en la historia de Marte.

El gigantesco paracaídas de 21,5 m. de diàmetro se desplegarà a 1.600 km/hora a entre 9 y 13 km. de altura, y gracias a él la sonda puede cambiar su trayectoria de casi horizontal a pràcticamente vertical.
Pero incluso con el paracaìdas frenando, la sonda tendrà 320 km/hora de velocidad (mayor que en la Tierra un paracaidista en caída libre sin paracaídas), y hay que frenarla por medio de retrocohetes.

A 2,1 km. del suelo y a 320 km/hora, la etapa de descenso con el róver dentro se separarà de la parte trasera del escudo tèrmico con el paracaídas. Después de caer a plomo durante unos interminables segundos, se encenderàn los 8 motores para frenar màs la caída: cada uno tiene un empuje de 3.300 newton y usaràn 387 kg. de combustible hidrazina.
La hidrazina està distribuida en 3 tanques esfèricos màs 2 tanques de helio que se encargan de presurizarlos.

Una vez alcanzada la trayectoria totalmente vertical, 4 de los 8 motores se apagaràn para poder garantizar un descenso a velocidad constante.
A los 21,30 metros de altura se realizarà la maniobra "Sky Crane" (Grùa Celeste): la etapa de descenso comienza a descolgar el róver Perseverance de 1.025 kg. mediante 3 cables de sujecciòn hechos de nylon, que se desenrollaràn un màximo de 7,60 metros, ademàs del lógico cable de conexiones elèctricas a modo de cordón umbilical.

Para que los 3 cables de nylon se desplieguen perfectamente, sin que se acelera nada la caída prevista del róver, se usarà ademàs un freno elèctrico similar al de los coches elèctricos o hìbridos.
Tambièn es muy importante amortiguar los movimientos pendulares del Perseverance, pues sus 6 ruedas no estàn diseñadas para soportar un aterrizaje con una velocidad horizontal demasiado elevada.

La etapa de descenso seguirà bajando hasta que note con sus sensores que las 6 ruedas del róver tocan el suelo, y en ese instante, la etapa de descenso recibirà la dràstica orden de reducir su empuje para igualarse a la misma velocidad que el Perseverance.
A continuaciòn, unas guillotinas cortaràn los 3 cables de nylon màs el cordón umbilical eléctrico, y ejecutarà una maniobra muy evasiva hacia arriba para no chocar contra el róver, tocando suelo a màs de 150 m. de distancia.

El Perseverance porta en su interior un pequeño dron o helicòptero, que serà el primero en la historia en volar por otro planeta.

La misión fundamental del Perseverance es buscar posibles rastros de vida actual o pasada en el cràter Jezero, biomarcadores, al final de lo que se cree fue la desembocadura de un río, con sedimentos en forma de abanico a semejanza de los deltas de la Tierra.

En el siguiente video, la zona con el círculo amarillo elipsoidal de 7,7 x 6,6 km. corresponde al sitio donde debe tocar la superficie marciana el róver Perseverance:

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Un saludo.

Hola.

El róver Perseverance ha tocado suelo de Marte con éxito a la hora prevista.
La primera señal de buena confirmación se ha recibido en la estación de Robledo de Chavela (Madrid), que forma parte de la Red de Espacio Profundo (DSN) de la NASA.

Un saludo.

Hola.

Continúo con la tercera parte de la Materia Oscura.

Cuando 2 WIMP chocan, se aniquilan produciendo partìculas ordinarias.
Y dado que en física de partìculas (casi) todo es reversible, también debería ser posible inducir el proceso inverso: generar WIMP al hacer colisionar partículas conocidas. Este mecanismo de producción de WIMP constituye una de las estrategias de búsqueda de MO.
Los aceleradores de partìculas, como el LHC (Gran Colisionador de Hadrones) del CERN en Ginebra, llevan años buscando una señal de este tipo.
Hasta ahora no han encontrado ningún indicio de que, al chocar partículas ordinarias, se produzcan partìculas de MO.

Otro de los métodos de bùsqueda de WIMP es el conocido como "detecciòn directa".
La Vía Làctea se halla inmersa en una descomunal nube de MO, por lo que billones de WIMP deberían atravesar todo lo que nos rodea cada segundo. No sentimos sus efectos ya que la probabilidad de que interaccionen con las partìculas ordinarias es extremadamente baja.

Sin embargo, en alguna rara ocasión, una WIMP sì podrìa colisionar contra un àtomo.
Eso generaría una minùscula señal que, en principio, podría ser registrada con los adecuados instrumentos.
Estas bùsquedas son harto complejas desde el punto de vista técnico, ya que el ruido de fondo debido a las colisiones habituales de los àtomos es enorme, lo que obliga a aislar a la perfecciòn los experimentos.

A pesar de ello, en la actualidad existe un buen número de proyectos en todo el mundo que, con diferentes mètodos, han logrado una sensibilidad sin precedentes para detectar las posibles interacciones entre WIMP y la materia ordinaria.
Hasta hoy, sin embargo, esta estrategia de bùsqueda tampoco ha aportado ningún resultado concluyente.

Por último, existe otra estrategia de bùsqueda de WIMP, que al contrario que las anteriores, no se basa en producir partículas de MO ni en detectarlas directamente en el laboratorio. En su lugar, intenta observar las partìculas ordinarias que deberían producirse cuando, en el espacio, 2 WIMP colisionan y se aniquilan entre sí.
Aunque tales choques entre WIMP sean muy improbables, deberìan producirse ocasionalmente en aquellos lugares donde la densidas de MO es especialmente elevada, como el centro galàctico.

Esta estrategia se conoce como "detección indirecta" y, en esencia, consiste en mirar al cielo para buscar esos productos de aniquilación. Estos pueden ser en principio de 3 tipos:
- Rayos còsmicos (partìculas dotadas de carga eléctrica).
- Neutrinos.
- Rayos gamma, la luz màs energètica del Universo.

Los investigadores esperan observar este tipo de radiación debido a la elevada masa de las WIMP.
Si las partículas de MO fuesen màs ligeras, en lugar de rayos gamma se emitiría luz de menor energía, como rayos X o luz ultravioleta.

El uso de rayos cósmicos y neutrinos en la búsqueda de WIMP conlleva ciertos problemas:
- Los primeros se desvían por los campos magnéticos debido a que poseen carga eléctrica, lo que hace extremadamente complicado rastrear su origen, un requisito clave para poder atribuirlos inequìvocamente a aniquilaciones de MO.
- Los neutrinos, por su parte, apenas interaccionan con la materia ordinaria, por lo que detectarlos constituye una titànica tarea.

Aunque posible, la sensibilidad de los experimentos actuales de neutrinos dista de ser óptima para estas búsquedas.
Por el contrario, los rayos gamma carecen de carga eléctrica y resultan mucho màs fàciles de detectar.

Continuarà.

Un saludo.

Hola.

Todos los datos y modelos sobre la distribuciòn de Materia Oscura (MO), respaldados por potentes simulaciones por ordenador, indican que las señales màs intensas de aniquilaciòn de WIMP deberían provenir del centro de la Vía Làctea.
Ello se debe a que la densidad de MO es allí mayor que en otras zonas de la galaxia, y ademàs se encuentra relativamente próximo a nosotros.

Por desgracia, esta región contiene también una gran cantidad de objetos que emiten rayos gamma por medio de procesos ordinarios, cuya señal puede confundirse fàcilmente con la predicha para las aniquilaciones de WIMP.
Como consecuencia, buscar MO en el centro galàctico constituye una tarea tan difícil como buscar una aguja en un pajar.

Pese a todo esto, numerosos grupos de investigaciòn han buscado aniquilaciones de WIMP en el centro de la Vía Làctea, y Fermi-LAT (Telescopio de Gran Area a bordo del satélite Fermi en el espacio) detecta un exceso de radiación de incierto origen.
No solo eso, sino que las caracterìsticas espaciales y espectrales de la señal resultan ser muy similares a las que cabrìa observar si se tratase de aniquilaciones de MO.

Por otro lado, un reciente trabajo publicado por Richards Bartels, Suraj Krishnamurthy y Christopher Weniger (de la Universidad de Amsterdam), ha argumentado que dicha señal podrìa deberse a una poblaciòn de pùlsares todavìa no descubierta.
No obstante, es justo decir que el debate sobre el exceso de rayos gamma en el centro de la Vía Làctea sigue abierto.

Aparte del centro galàctico, otro lugar prometedor para la bùsqueda indirecta de MO son las galaxias enanas esferoidales.
Con una masa equivalente a la de "solo" 1 millón de soles, estas pequeñas galaxias orbitan en torno a la nuestra tal y como la Luna lo hace alrededor de la Tierra. Y, a juzgar por el movimiento de las estrellas que contienen, sabemos que poseen una proporción descomunal de MO: si en la Vía Làctea se estima que hay unas 10 veces màs MO que luminosa, en el caso de las galaxias satélites esperamos que haya varios cientos de veces màs.

En los últimos años, numerosos estudios han intentado detectar señales de aniquilación de WIMP en varias galaxias satélites de la Vía Láctea, como Draco o Segue, pero hasta ahora tampoco se ha encontrado ninguna señal concluyente.
Ademàs del centro galàctico y de las galaxias satélite de la Vía Láctea, hay otras regiones del cielo que, en los últimos años, se han mostrado prometedoras para la bùsqueda de aniquilaciones de WIMP: son los "subhalos" de MO que, según todos los modelos y simulaciones, deberìan distribuirse por nuestra galaxia.

El modelo cosmològico estàndar nos dice que las primeras estructuras gravitatorias que se formaron en el Universo fueron grandes halos de MO. Estos actuaron como pozos gravitatorios que, con el tiempo, fueron atrapando materia ordinaria hasta dar lugar a las galaxias y cùmulos de galaxias que vemos hoy en día. Un aspecto inherente al modelo ACDM es que primero se forman las estructuras de menor tamaño, y luego, a medida que estas se agrupan, otras mayores.

Por tanto, una consecuencia natural es que los halos de MO en los que se asientan las galaxias han de contener un buen nùmero de subhalos, los cuales incluiràn a su vez otros subhalos aún menores, y así sucesivamente.
La distribución de masas de estos subhalos sigue una ley de potencias, lo que implica que, cuanto màs pequeños son, màs abundan. Así, mientras que en nuestra galaxia deberìa haber 1 ò 2 subhalos con una masa del orden del 1% de la Vía Làctea, tendrían que existir millones con masas cada vez menores.

Aquellos con masas de unos 1.000 millones de masas solares son los que hospedan las galaxias satélite antes mencionadas.
Pero, por debajo de los 10 millones de masas solares, los subhalos son demasiado pequeños para retener gas y estrellas, por lo que únicamente constarìan de MO.
Por tanto, ¡escaparían por completo a los actuales telescopios!
Los cientìficos esperan que el cielo esté a rebosar de ellos: sin embargo, al no albergar materia visible, no podemos verlos.

Continuarà.

Un saludo.

Hola.

No obstante, existe una emocionante posibilidad: si la Materia Oscura (MO) se compone de WIMP, sus aniquilaciones podrían delatar la existencia de esos subhalos. En tal caso, verìamos destellos de rayos gamma "salidos de la nada", puesto que no estarían asociados a emisiones en ninguna otra longitud de onda.
En otras palabras: aparecerían como fuentes no identificadas en los catàlogos celestes de rayos gamma.

Estos catàlogos incluyen todo tipo de objetos astrofísicos: púlsares, nùcleos activos de galaxias, remanentes de supernova y regiones de formaciòn estelar.
Para identificar de qué tipo de fuente se trata, se combinan los datos de Fermi con los recabados por otros telescopios en diferentes longitudes de onda.
Sin embargo, y pese a numerosos esfuerzos, de todas las fuentes de rayos gamma localizadas hasta la fecha, cerca de un 30% (unas 1.500) siguen sin ser identificadas.

¿Podría alguna de ellas corresponder a uno de los pequeños subhalos de MO que se espera encontrar en la vecindad del Sol?

Estos subhalos ligeros, desprovistos de gas y estrellas, son predichos con rotundidad por el modelo cosmológico estàndar.
Pero, al no poder verlos directamente, los astrofísicos deben basarse en simulaciones para entender sus propiedades.
Y aunque tales simulaciones se llevan a cabo en superordenadores, la potencia computacional disponible hoy en día no basta para resolver toda la población de subhalos, incluidos los de menor masa.

En concreto, las actuales simulaciones no consiguen resolver subhalos de menos de 1 millón de masas solares.
Y estos se quedan aún muy lejos de los subhalos màs pequeños que predice el modelo ACDM, los cuales pueden llegar a tener una masa similar a la de la Tierra.

Con todo, existen argumentos teóricos suficientes para estimar la distribuciòn y caracterìsticas de los subhalos màs pequeños.
Un resultado muy relevante es que muchos de los subhalos de menor tamaño deberìan encontrarse "muy cerca" de la Tierra.
Tanto, de hecho, que la posible señal en rayos gamma debida a la aniquilación de MO en ellos podrìa ser equiparable, o incluso mayor, que la que los investigadores esperarían detectar en galaxias satélites esferoidales, las cuales habrìan sido hasta ahora el objeto de estudio preferido por la comunidad científica.

La ventaja de las galaxias satélite es que sabemos dònde se hallan, puesto que albergan estrellas.
Sin embargo, los subhalos ligeros son totalmente invisibles. Por tanto, para localizarlos hemos de usar un telescopio de rayos gamma que sea capaz de observar todo el cielo, como Fermi-LAT, y analizar con detalle todas aquellas fuentes de rayos gamma que hoy en día siguen sin identificar

Asì pues, partimos de unas 1.500 fuentes de rayos gamma no identificadas en el último catàlogo Fermi-LAT.
Al menos en principio, todas ellas podrìan ser subhalos de MO, por lo que resulta deseable establecer algún criterio que nos permita poder clasificarlas. Al respecto, existen varios filtros que se pueden aplicar.

Por ejemplo, una parte de esas fuentes gamma son variables, es decir, el flujo de fotones que nos llega de ellas cambia con el tiempo. Sin embargo, un hipotético flujo causado por la aniquilación de WIMP en un subhalo de MO deberìa ser muy estable en el tiempo. Como consecuencia, se pueden descartar las fuentes variables.

Por otra parte, y puesto que se buscan subhalos tan pequeños que no contienen gas ni estrellas, se pueden desestimar también aquellas fuentes que tienen asociadas emisiones en otras longitudes de onda.
Aunque el origen último de tales emisiones siga sin comprenderse y, por lo tanto, la fuente siga consideràndose como no identificada desde el punto de vista astrofísico, lo que sì sabemos es que no puede tratarse de un subhalo compuesto ùnicamente por MO.

Continuarà.

Un saludo.

Hola.

Ademàs de estos filtros, es posible aplicar otros a partir de las propiedades esperadas de una señal de aniquilación de WIMP.
Gracias a ello, el año pasado un grupo de investigación de Física Teórica de la Universidad Autònoma de Madrid y el CSIC halló que el número de fuentes gamma candidatas a constituir subhalos de MO podía reducirse a unas 40.

Llegados a este punto, el filtrado puede depurarse aùn más.
En el modelo WIMP es posible predecir el espectro de la señal, es decir, cuántos fotones gamma esperamos observar en función de su energía. Y, para mayor gloria, este espectro resulta ser único para cada tipo de fuente del Universo, lo que nos proporciona una especie de "huella dactilar" para identificar los candidatos.

En un caso ideal, comparar el espectro observado con el predicho para las aniquilaciones de WIMP debería bastar.
En la pràctica, sin embargo, los datos distan mucho de ser precisos, pues tratamos con fuentes típicamente muy débiles, en el límite de detección de Fermi-LAT, y como consecuencia la reconstrucciòn de sus espectros viene acompañada de grandes incertidumbres experimentales.
Pese a todo, en otro trabajo publicado el año pasado el mismo equipo anterior consiguió rebajar el nùmero de candidatos de 40 a dejarlo tan solo 7.

Por último, otra característica de gran interés es la extensiòn espacial del flujo de luz que vemos.
La gran mayorìa de fuentes gamma aparecen como puntuales para Fermi-LAT, es decir, ocupan un tamaño menor que la resolución angular del telescopio, la cual es de unos 0,1 grados. Este aspecto puntual se debe a que suele tratarse de fuentes extragalàcticas y, por tanto, muy lejanas.

Por el contrario, las pocas fuentes que aparecen como extensas se encuentran a la altura del plano de la Vía Láctea, lo que sugiere que muy probablemente se trate de fuentes de nuestra propia galaxia, y relativamente cercanas.
Dado que las fuentes candidatas a corresponder a subhalos galàcticos no tienen asociada ninguna emisión en otras longitudes de onda, resulta imposible estimar la distancia a la que se encuentran.
Sin embargo, lo que sí podemos hacer es calcular el tamaño angular típico que deberían presentar estos subhalos según se verían desde la Tierra.

Mediante simulaciones cosmológicas, se ha hallado que los subhalos màs brillantes del cielo deberían tener tamaños angulares de en torno a los 10 grados, es decir, muy por encima de la resolución angular de Fermi. Eso entra en contradicción con los datos disponibles en la actualidad, ya que todas las fuentes prometedoras resultan ser puntuales.

Con todo, esto no elimina la posibilidad de que alguna de ellas corresponda a un subhalo galàctico, ya que una fuente extensa podría aparecer como puntual si, entre otras caracterìsticas, su señal es débil y se encuentra por tanto en el límite de detecciòn del telescopio.

Así pues, con los datos disponibles hoy en día, ninguna de las fuentes de rayos gamma no identificadas puede asociarse de manera concluyente a un subhalo de MO. Pero, lejos de ser un resultado inùtil, estas observaciones nos permiten restringir de forma significativa las propiedades de las WIMP, un ejercicio que constituye un importante aspecto de toda búsqueda infructuosa en ciencia.

Para ello, hemos de comparar las predicciones de los modelos para la población de subhalos galàcticos con los datos obtenidos por Fermi-LAT. Recordemos que las simulaciones predicen millones de estos subhalos, mientras que Fermi-LAT solo observa, como mucho, un puñado de candidatos.
Por tanto, si estos realmente corresponden a subhalos de MO, deberàn ser los màs brillantes de todos los predichos por las simulaciones.

Por ejemplo, si suponemos que tenemos 100 candidatos entre las fuentes no identificadas por Fermi, y que todos ellos son subhalos, estos deben ser los 100 màs brillantes predichos por la simulación.
De igual modo, si solo contamos con 10 candidatos, estos deberían ser los 10 màs brillantes.
De esta manera, cuantos menos candidatos tengamos, màs brillantes deberàn ser sus homólogos teòricos y más restrictivas serán las cotas que podremos imponer a las propiedades de los WIMP.

Continuarà en una última parte.

Un saludo.

Hola.

Para restringir las propiedades de las partìculas WIMP a partir de las observaciones, resulta necesario caracterizar con detalle la sensibilidad de nuestro instrumento a una posible señal de Materia Oscura (MO).
Esto es importante, ya que la sensibilidad de los telescopios de rayos gamma està calculada para fuentes astrofísicas tradicionales, mientras que las posibles señales de MO presentan un espectro muy distinto.

Una vez obtenida esta sensibilidad para un amplio abanico de modos teóricos de WIMP, y combinàndola con el resultado de la búsqueda de subhalos en los catàlogos de Fermi-LAT, resulta posible acotar las caracterìsticas de las WIMP hasta un nivel muy similar al alcanzado mediante el estudio de las galaxias satèlite de la Vía Láctea: consideradas hasta ahora los mejores objetos para la búsqueda indirecta de MO.

El hecho de que los límites impuestos al modelo WIMP a partir de las observaciones de galaxias satélite y la búsqueda de subhalos arrojen unos resultados tan similares no deja de ser notable, ya que una y otra técnica son independientes y se basan en metodologías completamente distintas. Esto hace que ambos enfoques se perciban como perfectamente complementarios, y sus resultados, màs fiables aùn.

Hoy por hoy seguimos sin conocer la naturaleza última de la MO. Pero no cabe duda de que, desde que comenzaron a buscarla, han conseguido expandir mucho el conocimiento de lo que no es. Esta conclusión puede parecer derrotista, pero en absoluto lo es, ya que ha sido posible gracias a una sinergia antaño inimaginable entre campos de investigaciòn muy dispares.
Hoy, las bùsquedas indirectas de MO constituyen un ejemplo precioso de esfuerzo conjunto entre la física de partìculas, la cosmología, la astrofísica de altas energìas y las simulaciones por ordenador.
Esta combinación ha resultado ser extremadamente fructìfera para todas las disciplinas implicadas.

A estas alturas podemos asegurar que la MO es mucho màs esquiva de lo que nadie pensò en un principio.
En el caso de objetos tan peculiares como los subhalos, parece evidente que no serà suficiente con la astrofísica tradicional.
El futuro proyecto CTA de observatorios de rayos gamma conseguirà una resoluciòn y sensibilidad sin precedentes, pues permitirà cartografiar el universo violento como nunca antes. De ese modo, los cientìficos podràn seguir estudiando la naturaleza última de la MO, quién sabe si encumbrando o arrinconando definitivamente el escenario de las partìculas WIMP y sus "milagros".

Por último, esta bùsqueda reviste gran interés desde el punto de vista cientìfico por una doble razón:
- Si detectan WIMP, habràn resuelto el misterio de la MO y podràn confirmar la visiòn actual acerca de la evolución del Universo.
- En caso contrario, quedarà en jaque el que ha sido el marco de referencia de la cosmología en las últimas décadas, lo que obligarà a considerar nueva física, màs exòtica si cabe que la que dio lugar al escenario WIMP.

Lo único claro por ahora es que, como tantas otras veces en la historia de la ciencia, el Universo nos da una lección de humildad y reta a toda la comunidad científica a comprender lo incomprensible.

Un saludo.

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Hola. Betelgeuse ha recuperado el segundo lugar como estrella mas brillante de Orión. Lo que parecía anunciar una explosión de supernova, ahora la teorìa es que ha sido el paso de una nube de polvo, la causante de su pérdida de brillo
Saludos

Hola.

Después de pisar el suelo de Marte el Sojourner (1.997), Opportunity (2.004), Spirit (2.004) y Curiosity (2.012), el nuevo explorador Perseverance amartizò perfectamente hace pocos días, tras 7 meses de viaje interplanetario, con el objetivo clave de la astrobiologìa, incluida la bùsqueda de vida mictobiana antigua y quizàs actual, y pondrà a prueba tecnologías que se usaràn en los futuros viajes.
Pero todavìa faltan 1 o 2 meses para que salga en busca de su primera muestra de roca y sedimentos marcianos.

Dos de sus herramientas cuentan con una importante participación de la ciencia española: los instrumentos Meda y Super Cam.

MEDA: Analizador de Dinàmicas Ambientales de Marte por sus siglas en inglés. Gracias a él podremos conocer, casi en cualquier momento de la jornada y durante todos los días, qué tiempo hace en Marte. Meda incorpora sensores en diferentes puntos del vehìculo para tomar imàgenes del cielo marciano y medir el viento (en horizontal y vertical), la radiaciòn del Sol, la presión atmosfèrica, la humedad relativa, la temperatura, la radiación infrarroja y ultravioleta.
Todo sumado, permitirà ver cómo se comporta la atmòsfera y el fino polvo marciano.

Las partìculas del regolito pueden llegar a ser tremendamente finas y hacer que la dinàmica de la atmòsfera cambie completamente por todo Marte. Pueden servir como "pantalla" de la radiación y que se cargue de energía, aumentando unos 10-12 grados la temperatura. Y puede afectar de manera seria al comportamiento de otros instrumentos, obturando los filtros.
Las tormentas de polvo son habituales en Marte, y su influencia en la temperatura del planeta es esencial para dilucidar su papel en la desapariciòn del agua en la superficie marciana.

Pero Meda no es una mera estaciòn meteorológica, pues es, junto a Moxie (experimento que intentarà generar oxígeno a partir del diòxido de carbono marciano), el primer instrumento en incorporarse al programa de exploraciòn humana en Marte.
A partir del Sol 1 (primer día en Marte, tras la llegada), Meda podrà hacer su encendido y primera verificaciòn de que todos los sistemas funcionan bien.

Después, el instrumento permanecerà siempre activo, incluso en momentos en los que el resto del ròver estè parado o inactivo, gracias al generador de radioisòtopos que provee de energìa constante al Perseverance.

Continuarà en una segunda y ùltima parte.

Un saludo.

Hola.

Meda, diseñado y fabricado por Airbus, es el tercer instrumento español enviado a Marte, siendo la tercera estación ambiental que lidera el Centro de Astrobiologìa después de Rems (Curiosity) y Twins (In Sight), aún activas.
Entre las principales diferencias con sus predecesoras, Meda tiene el triple de tamaño en volumen y masa, incorpora avances tecnológicos que no llevan las otras, y podrà medir màs magnitudes y tomarà màs imàgenes de Marte.

SUPER CAM: el instrumento podrà examinar rocas y minerales marcianos mediante 5 técnicas distintas.
En un màstil en el que se acoplan diferentes tecnologìas, esta càmara, que incorpora un làser y 5 espectròmetros, ayudarà a profundizar en el conocimiento geològico de la superficie marciana. Analizarà diferentes tipos de suelos que podrìan preservar vida, asì como elementos tòxicos nocivos para los humanos.

Las càmaras llevan un sistema dual que permite hacer zoom, tomar videos en alta definiciòn, instantàneas panoràmicas a color e imàgenes en 3D del suelo. De este modo, pueden proporcionar detalles exhaustivos de objetos cercanos y distantes: de 3 a 5 milímetros cerca del róver y de 2 a 3 metros para objetos lejanos.
Estas càmaras ayudaràn al equipo cientìfico a evaluar la historia geológica y las condiciones atmosfèricas del cràter Jezero, al tiempo que permitirà identificar rocas y sedimentos que necesitan una evaluación mucho màs precisa por otros instrumentos distintos del Perseverance.

Pero combinar varias tècnicas en un solo instrumento trae un problema: los datos que se miden con una técnica pueden resultar asombrosos o inéditos, mientras que otra puede considerarlos inconclusos o incluso irrelevantes.
Es aquì donde entra en trabajo el equipo investigador de la Universidad de Valladolid (Uva) liderado por Fernando Rull: hace falta un calibrador que dé sentido a todos estos datos.

"Normalmente, cada técnica e instrumento lleva su propio sistema de calibraciòn. Pero cuando el instrumento es coordinado, hay que montar un nuevo sistema que sea capaz de calibrar cada una de las técnicas y, ademàs, establecer una correlaciòn entre ellas", explica el investigador.

El sistema de calibración es un panel de 28 muestras, con discos de 1 centìmetro de diàmetro que tienen una composición química muy precisa, colocados cerca del màstil de Super Cam, justo encima del generador de radioisótopos que provee de energía a toda la misión.

"Cada técnica va a dar informaciòn de lo que analice, pero correlacionar todos esos datos es algo totalmente novedoso. Por eso Super Cam es el instrumento màs complejo que lleva el Perseverance", explica Rull.

Super Cam es un instrumento desarrollado en colaboración conjunta por el Laboratorio Nacional de los Àlamos (EE.UU.), el Instituto de Investigación en Astrofísica y Ciencias Planetarias (IRAP, Francia), el Centro Nacional de Estudios Espaciales de Francia, la Universidad de Hawaii y la Universidad de Valladolid.

Otro de los puntos esenciales de esta misión, también con implicaciòn española, es la comunicaciòn con el Perseverance.
Las antenas de la Red de Espacio Profundo situadas en Canberra (Australia), Goldstone (California, EE.UU.) y Robledo de Chavela (Madrid) resultan imprescindibles tanto para enviar instrucciones a Perseverance como para recibir todos sus datos.

En lo que respecta a Robledo de Chavela, la antena DSS-63 (de 70 metros), fue la que estuvo en comunicación con la misión hasta que entró en la atmòsfera de Marte, "momento en que se perderà la comunicaciòn y el control se realizarà desde California", detallaba la NASA días antes del amartizaje.
Y otra de las antenas de Madrid, la DSS-56, construida por el INTA e inaugurada en enero pasado, también recibe señales de Perseverance.

Por otro lado, las antenas de California y Madrid seràn las que se comuniquen con el Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), un satélite en órbita que recogió la primera señal de Perseverance en cuanto se posó sobre la superficie de Marte.
Perseverance es ya una de las màs de 40 misiones a las que da soporte la Estaciòn de Robledo de Chavela.

Un saludo.