Una del espacio.

Hola.

Entre los años 2.013 al 2.019 DES (Dark Energy Survey) usó el 30% del tiempo en el que estuvo operativo el Telescopio Víctor M. Blanco de 4 metros de diàmetro, en el Observatorio Cerro Totolo en Chile.
Con la càmara incorporada de 570 megapíxeles, escudriño casi 1/8 del cielo y examinó 5.000 grados cuadrados en 758 noches de observación, catalogando cientos de millones de objetos para producir las medidas màs precisas hasta la fecha de la composición del Universo.

Los resultados que se acaban de dar a conocer se basan solamente en datos de los años 2.013 al 2.015, constan de 226 millones de galaxias observadas durante 345 noches, y han sido procesados en el Centro Nacional de Aplicaciones de Supercomputación de la Universidad de Illinois.
Muestran una instantànea de la actual estructura a gran escala del Universo y cómo ha evolucionado en los últimos 7.000 millones de años.

La Materia Ordinaria o visible es el 5% del Universo, la Energía Oscura el 70% y la Materia Oscura el 25% restante, si bien las 2 últimas nos resultan invisibles: DES busca la naturaleza de ambas mediante el estudio de cómo la competencia entre ellas da forma a la estructura del Universo a gran escala a lo largo del tiempo cósmico.

A gran escala, las galaxias no se distribuyen aleatoriamente por el espacio, sino que forman una red debido a la gravedad de la Materia Oscura (MO). DES midió cómo ha evolucionado esta red a lo largo de la historia, y la agrupación de galaxias que forma la red a su vez reveló regiones con una mayor densidad de MO.

Ademàs, DES detectó la firma de MO a través de lentes gravitacionales débiles al estudiar cómo las formas aparentes de las galaxias distantes se alinean entre sí y con las posiciones de las cercanas galaxias a lo largo de la línea de visión: con todo ello, los científicos del DES (400 de 25 países) pudieron inferir la aglomeración de la MO en el Cosmos.

Compararon estos resultados con las mediciones anteriores del Observatorio Orbital Planck de la ESA, que utilizó la luz del Fondo Cósmico de Microondas para mirar el Universo solo 400.000 años después del Big Bang.
La conclusión de lo visto en esas 10 regiones del cielo como "campo profundo", y la información del corrimiento al rojo de los campos profundos para calibrar el resto de la región de la encuesta del DES permiten precisar la densidad y aglomeración del Universo con una calibración sin igual, resultando que el actual Universo es un pequeño (pero significante) porcentaje menos aglomerado de lo previsto por el modelo estàndar de la cosmología.

El equipo internacional del DES se està preparando para recopilar y procesar los datos totales de los años 2.013-2.019, y esperan que los resultados finales del archivo DES logren afinar màs en un cercano futuro la naturaleza de la Energía Oscura y Materia Oscura que forman casi la totalidad del Universo.

Un saludo.

Hola.

Un equipo de investigadores de la Universidad of Central Lancashire (Reino Unido), informan que han descubierto una epatante estructura en forma de "Arco de galaxias", que se extiende durante 3.300 millones de años luz por el Cosmos.

Si pudiéramos ver la longitud de semejante arco a ojos desnudos, ocuparía en el cielo 20 lunas llenas juntas, unas al lado de las otras.
Màs o menos, es 1/15 parte de lo que es el Universo observable, que se estima en unos 93.000 millones de años luz.

Según el Principio Cosmològico, algo tan grandioso no debería existir, pues a gran escala la materia se distribuye uniformemente por todo el Universo.

Alexia López dice: " Lo descubrimos por pura casualidad, mientras buscàbamos obtener màs información de la distribución en 'micro' de las nubes de polvo y gas en el Universo, observando las señales dejadas por la interacción de la luz de los cuàsares alrededor del gas y polvo espacial, para poder determinar la localización de estos últimos. Mientras màs nubes de gas y polvo sumàbamos, veíamos atónitos cómo, poco a poco, se creaba esta megaestructura de galaxias alineadas en forma de arco, ubicadas a 9.200 millones de años luz de la Tierra. Supera en tamaño a otros 2 gigantescos conjuntos de galaxias: la Gran Muralla Sloan y la Muralla del Polo Sur".

Un saludo.

Hola.

Ha comenzado la carrera por descubrir la primera luna en torno a un planeta fuera del Sistema Solar.

En 1.655 el astrónomo holandès Christiaan Huygens montó un telescopio reflector construido por él mismo, y lo orientó hacia Saturno. Pensaba que el planeta estaba rodeado por un único y sólido anillo, y pretendía observar su inclinación, pues ya sabían los astrónomos que cambiaba a lo largo de los años.
Pero, en vez de eso, descubrió algo inesperado: una luna gigante, que hoy conocemos como Titán.
Saturno se convirtió así en el tercer planeta, después de la Tierra y Júpiter, con un satélite conocido.
Aunque los anillos eran una característica inusual, las lunas parecían comunes en el Sistema Solar.

En el año 2.007, una red de telescopios automatizados observó una estrella situada a 433 años luz en la constelación de Centauro.
El astro se oscureció apreciablemente durante 54 días, alcanzando su menor brillo el 29 de abril.
En 2.012, los astrónomos concluyeron que esa estrella albergaba un enorme planeta gaseoso del tamaño de Saturno y rodeado por un espectacular conjunto de 37 anillos. Y al igual que nuestro Saturno, ese mundo llamado J1407b presentaba un hueco en su sistema de anillos, lo que les llevó a proponer la probable presencia de una luna tan masiva como la Tierra.

A principios de este siglo los astrónomos comenzaron a conjeturar sobre las exolunas.
Desde 2.018 las búsquedas han comenzado a ofrecer unas cuantas candidatas prometedoras.
Confirmar la existencia de una luna màs allá del Sistema Solar volvería a reorientar nuestra perspectiva cósmica:
- Descubriríamos si los satélites son ubicuos o poco frecuentes.
- Si suelen ser grandes o pequeños en comparación con su planeta.
- Si se forman junto a ellos o en posteriores cataclismos.
- Si aparecen en grupo o suelen estar aislados.
Todo esto nos ayudaría a entender si nuestro Sistema Solar es único, y si la Tierra y su solitaria y enorme luna representan una excepciòn.

"Cada vez que hallamos un exoplaneta lo veo como un reflejo de nuestra propia historia", reflexiona Alex Teachey, del Instituto de Astronomía y Astrofísica de la Academia Sínica de Taiwan y codescubridor de una posible luna en el exoplaneta Kepler-1625b.
Añade: "¿En qué sentido son comunes y en cuàl no? Como ya ha empezado a suceder con los sistemas de exoplanetas exóticos, también las exolunas podrían sorprendernos".

El papel de la Luna en la historia de la Tierra se remonta a sus orígenes, hace unos 4.500 millones de años, cuando un cuerpo del tamaño de Marte colisionó contra la incipiente Tierra, dejándola incandescente y oblonga, y una Luna en ebullición.
Desde entonces, esta última no ha dejado de enfriarse y alejarse unos pocos centímetros/año de nuestro planeta.

La Tierra se fue volviendo màs esférica a medida que la Luna se apartaba, y la corteza terrestre se deformó bajo las fuerzas de marea resultantes, lo que posiblemente puso en marcha la tectònica de placas: un proceso que esculpe la superficie y ademàs interviene en la dispersión y evolución de la vida.
El retroceso de la Luna también ralentiza la rotación de la Tierra: alarga nuestros días a un ritmo de unos 2 milisegundos por siglo.

Continuarà.

Un saludo.

Hola.

La masa de la Luna es 81 veces menor que la de la Tierra: un cociente mucho màs pequeño que el correspondiente al resto de las lunas del Sistema Solar. La masa de Saturno, por ejemplo, es 4.200 veces mayor que la de Titàn.
La atracción de la Luna estabiliza el eje de rotación de la Tierra y lo mantiene en una casi constante inclinación de 23,5 grados con respecto a la perpendicular al plano de la órbita terrestre alrededor del Sol.
Esta configuración permite que el clima de la Tierra permanezca estable durante largos periodos de tiempo.

Algo así no sucede en Marte: al carecer de lunas de tamaño apreciable, la inclinación de su eje puede variar entre 0 y 60 grados cada pocos millones de años, lo que produce dràsticos cambios climàticos.
Ademàs, la Luna es la principal causante de las mareas en la Tierra, que dan forma al litoral y a la vida de los océanos.
Así pues, la Luna no es un satélite silencioso y fantasmal: se trata de un mundo en sí mismo y sin él, la Tierra no sería la misma Tierra.

Volviendo a las exolunas, recordemos que se estima que en la Vía Làctea existen unas 200.000 millones de estrellas y, por lo visto hasta la fecha, cada estrella alberga de promedio un planeta que la orbite, lo cual nos da idéntica cantidad de mundos que puedan poseer lunas.
Aparte, estàn los planetas errantes y que también podrían tener satélites a su alrededor.
Los planetas errantes no tienen cerca una estrella que los ilumine, y son mundos que fueron expulsados de su sistema natal en algún momento al inicio de la formación del sistema estelar.

Al principio, las órbitas de los objetos puden ser muy caóticas y esto provoca que, si las condiciones son las adecuadas, un planeta pueda acercarse a otro màs masivo, o a su estrella, y ser expulsado por la "patada" gravitacional.
También puede ocurrir en otros momentos de la historia del planeta, en función de la interacción con el paso de cercanas estrellas, o incluso con la interacción conjunta de los planetas propios del sistema en cuestión.

Los planetas errantes son extremadamente difíciles de descubrir al no orbitar una estrella, con lo que no se puede usar ni el método del trànsito, ni el de la velocidad radial, y los enormes hallados estàn orbitando en el centro de la Vía Làctea.
A pesar de ello, debido a su abundancia, se ha planteado que, en las condiciones apropiadas, podrían tener grandes lunas mayores en tamaño a la propia Tierra, y que fuesen potencialmente habitables o con algún tipo de vida si tuvieran densas atmósferas: en el Sistema Solar tenemos los ejemplos de las lunas Europa, Encélado y Ganímedes, con agua líquida bajo su superficie.

Esta agua líquida no es fruto del calor del Sol a tan grandes distancias, sino de la interacción gravitacional de las lunas con sus respectivos planetas: son lunas activas desde el punto de vista geológico.
No se puede descartar que la primera exoluna descubierta tenga un gran tamaño y orbite un planeta errante: quizàs el próximo telescopio espacial James Webb (con fecha de lanzamiento para octubre del presente año), sea el que nos proporcione la noticia.

Si el singular pasado de la Tierra sirve de guía, los exoplanetas carentes de lunas podrían ser muy diferentes: rocas sin vida condenadas a bascular como Marte, heladas o hirvientes, o incapaces de preservar una atmósfera y vida.
Y también podría suceder que las exolunas, si existen, fuesen lugares mucho màs aptos para la vida que sus propios planetas.
Quizà la búsqueda de vida màs allà del Sistema Solar debería centrarse en aquellos planetas con posibles lunas, o incluso en estas últimas.

Aunque Christiaan Huygens no tenía modo de saberlo, el satélite Titàn, un mundo rodeado por una bruma naranja y salpicado de ríos y lagos de metano, se parece bastante a un planeta. No sería acogedor para nosotros ni para ninguna forma de vida que nos resultara reconocible, pero posee líquido y una atmósfera, lo que supone una oportunidad para que los ingredientes se mezclen y surja la vida.

Saturno, con su intensa gravedad y sus nubes de amoníaco, nunca sería un refugio seguro para la vida.
Y otro tanto sucede con el gigante Júpiter: una especie de "estrella fallida" con formidables cinturones de letal radiación y capas de gas que nos resultarían mortíferas.
Sin embargo, nada de ello ocurre en sus satélites.

Explica Chris Fox, de la Universidad Occidental de Ontario: "A partir de lo que vemos en el Sistema Solar, sabemos que los planetas similares a Júpiter son capaces de albergar lunas bastante grandes donde podría haber agua. Si descubrimos un júpiter ubicado en la zona habitable de su estrella, tal vez veamos una luna similar o mayor a la Tierra y con potencial para albergar vida. Dada la cantidad de lunas que seguramente hay, quizà la vida sea màs común en ellas que en los planetas. En otras palabras, las exolunas podrían ser habitables y también ayudar a que lo sean sus planetas anfitriones. Encontrarlas nos ayudaría a entender mejor todos esos mundos, y también el nuestro".

Continuarà.

Un saludo.

Hola.

Los astrónomos ya sospechaban que el Cosmos debía estar repleto de planetas con sus respectivas lunas mucho antes de que el telescopio Kepler viera su primera luz.
En 1.999, Paola Sartoretti y Jean Schneider propusieron por vez primera la búsqueda de exolunas mediante el método del trànsito.
Sugirieron que, incluso si las exolunas orbitaran cerca de sus planetas anfitriones, lo que haría improbable una atenuación secundaria, sería posible detectarlas a partir del cambio aparente en la pauta de trànsitos del planeta.

En general, los trànsitos suelen repetirse con la precisiòn de un metrónomo. Pero, en ocasiones, se produce una ligera desviación, y un trànsito comienza o acaba un poco antes o después de lo previsto. Esas variaciones en el tiempo del trànsito pueden deberse a la existencia de otros planetas en órbita y al tirón gravitatorio que unos ejercen sobre los otros.
Sin embargo, también puede darse cuando un planeta posee una luna de gran tamaño.

Para entender por qué, conviene aclarar que, aunque solamos decir que la Luna orbita alrededor de la Tierra, en realidad ambos cuerpos lo hacen en torno a su centro de masas común, que se halla situado en el interior de la Tierra (en el manto), ya que nuestro planeta es mucho màs masivo, 81 veces, que la Luna.
Como resultado, la Tierra se bambolea muy levemente mientras orbita alrededor del Sol: ese vaivén en una de las señales que P. Sartoretti y J. Schneider propusieron buscar.

En el año 2.017, Teachey y D. Kipping (de la Universidad de Columbia) escudriñaron los datos del telescopio Kepler en busca de indicios de una luna que bloquease la luz de su estrella. Y aunque analizaron unos 300 planetas con la esperanza de encontrar toda una población de exolunas, solo hallaron una candidata: Kepler-1625b.
Tras ello, solicitaron tiempo de observación en el Hubble, y después analizaron durante 1 año los datos.
Sus observaciones mostraban que el trànsito del planeta había comenzado antes de lo debido, lo que implicaba la presencia de una luna. El tiempo de trànsito del planeta varió 20 minutos a lo largo de 5 años de datos.
D. Kipping dice: "Sabemos que hay algo que està zarandeando a ese planeta, y creemos que es una luna".

Teachey y Kipping sostienen (en un artículo publicado en Science Advances en octubre de 2.018), que las pruebas apoyan la existencia de una luna del tamaño de Neptuno alrededor de Kepler-1625b, que a su vez es varias veces mayor que Júpiter. Sin embargo, se abstienen de afirmar públicamente que se trataba de un "descubrimiento".

Justo después, otros astrónomos saltaron a la palestra.
René Heller, del Instituto Max Planck para la Investigación del Sistema Solar en Gotinga, reprodujo parte de los càlculos de Teachey, pero no halló suficientes indicios de la presencia de una luna.
Laura Kreidberg (experta en atmósferas exoplanetarias), no logró validar una parte clave de los resultados.

Kreidberg, que ahora dirige el Departamento de Física Atmosfèrica de Exoplanetas recientemente creado en el Instituto Max Planck de Astronomía de Heidelberg, recuerda haber tenido una conversación amistosa, pero algo incómoda, con Teachey unos meses después de la publicación de su artículo.
"Alex trabajó muy duro en esto y no quiero minimizar lo que hizo", observa.
"Yo irrumpí, por así decirlo, con muchos años de experiencia en el uso de este instrumento. Pero Alex tiene mi apoyo. Los dos queremos que la exoluna esté ahí. ¿No sería genial?".

La atención que recibían las exolunas aumentó y varios grupos efectuaron sus propios anàlisis de los datos de Kepler en busca de variaciones en los tiempos de tránsito que pudieran indicar la existencia de lunas. Otros recurrieron al Instrumento para la Investigación Espectropolarimétrica de Alto Contraste de Exoplanetas (SPHERE), del telescopio VLT en Chile.
Cecilia Lazzoni afirmó haber encontrado una exoluna gigante a partir de los datos de SPHERE.

En un artículo publicado en Astronomy & Astrophysics, su grupo la describió como la compañera de una estrella enana marrón de muy baja masa, un objeto tenue y a mitad de camino entre un planeta y una estrella, que no quema hidrógeno pero que es muchas veces mayor que Júpiter.
El mundo de Lazzoni y su acompañante podrían parecerse màs a planetas gigantes binarios, que a un mundo y su luna.
Si estos objetos son comunes, los astrónomos deberàn plantearse cómo definir con precisión qué constituye un planeta y una luna.

En 2.019, Phil Sutton, de la Universidad de Lincoln, Inglaterra, volvió a analizar el supersaturno J1407b. El planeta y sus anillos habían sido descubiertos por Eric Mamajek, y Sutton quería encontrar pruebas de la existencia de lunas fuera del sistema de anillos, como hacen la mayoría de las de Saturno, así que se propuso estudiar los 37 anillos de J1407b.
Sin embargo, no pudo hallar ningún indicio de lunas externas. Màs bien al contrario, concluyó que una luna semejante perturbaría el disco de un modo incompatible con las observaciones.

Afirma Sutton: "Todos nos entusiasmamos con la idea de que podíamos haber descubierto algo. Pero los reanàlisis a menudo nos frustran las esperanzas. Es realmente difícil confirmarlo".

En verano de 2.020, Fox analizó màs datos de Kepler. Examinó 13 planetas y encontró 8 variaciones en el tiempo de trànsito potencialmente asociadas a exolunas. Pero, como señala el propio Fox, esos cambios también podrían deberse a otras causas, desde la actividad estelar (fulguraciones, por ejemplo), hasta la existencia de otros planetas.
"En varios casos logramos reproducir la variación en el tiempo de trànsito postulando una luna, pero en todos ellos podíamos también explicarla a partir de la presencia de un segundo planeta", admite.

Continuarà.

Un saludo.

Hola.

Anoto la cuarta y última parte.

En noviembre del año pasado se celebró por primera vez un congreso de exolunas: una conferencia organizada por Kipping y que reunió a 80 investigadores de todo el mundo. Los expertos debatieron acerca de métodos de detección, teorías relativas a la formación de lunas y anillos, nuevas restricciones sobre el tamaño de exolunas, posibles candidatas y otras cuestiones afines.

Una de las razones por las que aún no se ha confirmado ninguna detección de exolunas es que los astrónomos les piden demasiado a sus telescopios:
- Distinguir la minúscula atenuación de brillo que se produce cuando un planeta pasa por delante de su estrella ya resulta harto difícil.
- Determinar, ademàs, si el tránsito se ha adelantado o retrasado unos instantes, teniendo ademàs en cuenta que los objetos en cuestión se encuentran a cientos de años luz de distancia, lo convierte en una exigencia mayùscula.

Otros retos son geométricos: debido a las leyes de Kepler y de Newton, la órbita de una luna solo puede mantenerse estable cuando se ubica lo suficientemente cerca de su planeta. Esa distancia mínima que garantiza la estabilidad se conoce como "radio de Hill", en honor al astrónomo del siglo XVIII George William Hill.
Cuanto màs cerca de su estrella orbita un planeta, menor es el radio de Hill y màs probable es que la gravedad de la estrella lance la luna contra el planeta o que la expulse del sistema planetario.

Sin embargo, los telescopios Kepler, Hubble y otros suelen detectar planetas que orbitan muy cerca de sus estrellas, en ocasiones a distancias menores que la media entre Mercurio y el Sol.
Tales planetas resultan màs fàciles de hallar que otros màs distantes, pero también es menos probable que tengan lunas.

Los planetas que orbitan a mayores distancias de su estrella, como Júpiter o Saturno, son màs propensos a albergar lunas.
Al encontrarse màs lejos de su estrella, resulta menos probable que esta interfiera con la gravedad del planeta, lo que facilita la presencia de una luna. Si los exoplanetas distantes se parecen en su tamaño y composición a los mundos exteriores del Sistema Solar, puede que también sean màs proclives a atrapar restos planetarios, asteroides errantes y planetas enanos.

Se cree que Tritón, la mayor luna de Neptuno, es un planeta enano procedente del Cinturón de Kuiper: un mundo pequeño, como Plutón, que fue capturado por Neptuno tras la formación del Sistema Solar.

Las atenuaciones periódicas en el brillo de una estrella pueden señalar tanto la presencia de planetas exteriores como de una estrella compañera que, de tanto en tanto, pasa por delante de ella: son las llamadas "estrellas binarias eclipsantes".
Las propias estrellas pueden también enmascarar las señales. El Sol es especialmente tranquilo, pero otras estrellas no lo son tanto: emiten fulguraciones y radiación, y desarrollan manchas que pueden modificar su brillo aparente.

"El problema a la hora de medir el brillo de una estrella es que, si aumentamos mucho màs la precisión, comenzamos a observar la actividad estelar. Las estrellas generarían un ruido equiparable a la señal que produciría una luna o incluso mayor. En esencia, eso establece un techo que no podemos superar y que supone un reto enorme", explica Stephen Kane, planetólogo de la Universidad de California en Riverside.

Apurva Oza, de la Universidad de Berna, busca una exoluna gemela de Ío, que fue descubierta por Galileo en 1.609.
Esta luna joviana volcànica puede distinguirse con unos prismàticos o telescopios domésticos, pero, vista con instrumentos sensibles, es uno de los objetos màs conspicuos del cielo. Desprende sodio y potasio, los cuales expulsa al espacio en grandes cantidades cuando la enorme gravedad de Júpiter rasga sus entrañas y sus volcanes entran en erupción.

Su exosfera llega a extenderse hasta una distancia 500 veces mayor que el radio de Júpiter, asegura Apurva Oza.
Ademàs, la huella de una exoluna similar a Ío sería visible sin importar dónde se encontrara el satélite durante un trànsito: podría hallarse detràs de su planeta y, a pesar de ello, su enorme nube de plasma seguiría siendo detectable con los instrumentos adecuados.
"Si ese gas està por todas partes, simplemente la envolverà y podremos verlo durante el trànsito", afirma Oza.

Prosigue: "Los espectrógrafos de varios telescopios ya son capaces de detectar gases volàtiles tanto en las estrellas como a su alrededor. Algunos han identificado sodio, potasio y otras firmas químicas de origen desconocido. Podría tratarse de una luna, no parece tan descabellado cuando pensamos en ello de este modo. Sin embargo, una luna similar a Ío no es un buen lugar para buscar vida. En este caso no tratamos de hallar entornos habitables, sino explosivos, que son los que predominan en el Universo".

Los astrónomos confían en que el telescopio espacial James Webb permita buscar exolunas con mayor precisión.
Kepler se diseñó para buscar planetas similares en tamaño a la Tierra alrededor de estrellas parecidas al Sol, y usar sus datos para identificar objetos menores es complicado.
Los investigadores solían usar el telescopio espacial Spitzer, pero ya fue desactivado en enero del 2.020.

Los observatorios terrestres, como el Telescopio Extremadamente Grande, en construcción en el desierto de Atacama en Chile, podrían detectar exolunas bajo determinadas circunstancias.
El telescopio espacial europeo PLATO (Trànsitos Planetarios y Oscilaciones Estelares), cuyo lanzamiento està previsto para el año 2.026, podría también contribuir a la búsqueda.
Y a màs largo plazo, un satélite como el Gran Explorador Ultravioleta, Óptico e Infrarrojo (LUVOIR), que despegarà a mediados de 2.030, ofrecería unas excelentes posibilidades para rastrear exolunas.

"Con las exolunas, ahora mismo las opciones son o el Hubble o nada, al menos hasta que esté operativo el James Webb", lamenta Kipping.
Entretanto, confía en que la floreciente comunidad dedicada a buscar exolunas siga ideando nuevas estrategias para analizar mejor los datos recolectados hasta la fecha: nuevos métodos de procesamiento de datos archivados.

Kreidberg dice: "Estamos en la vanguardia. Averiguar qué sabemos y cuàn seguros estamos es un proceso en constante evolución. Hay que ser optimistas para trabajar en la búsqueda de exoplanetas y exolunas".

Un saludo.

Hola.

Se publica en Physical Review Letters, que un equipo de físicos del Instituto Kavli de Astrofísica e Investigaciones Espaciales del MIT han confirmado por primera vez el "Teorema del Área de Hawking", 50 años después de ser enunciado por el conocido científico fallecido en el año 2.018, usando observaciones de Ondas Gravitacionales (OG).

Una ley central de los Agujeros Negros predice que el àrea de sus horizontes de sucesos (el límite màs allà del cual nada puede escapar), nunca debería encogerse.

El equipo estudió màs profundamente el evento GW150914: la primera señal de OG detectada por el observatorio LIGO en el año 2.015, que fue el producto de 2 Agujeros Negros que se aproximaron, fusionaron y generaron un nuevo Agujero Negro, junto con una enorme cantidad de energía que ondeaba a travès del espacio-tiempo con OG.

Volvieron a analizar exhaustivamente los datos de la señal de GW150914 antes y después de la colisión cósmica y hallaron que, de hecho, el àrea total del horizonte de sucesos no disminuyó después de la fusión.

El Teorema del Àrea de Stephen Hawking ya había sido probado matemàticamente, pero nunca se había observado en la naturaleza hasta ahora.

Un saludo.

Hola.

Un equipo de investigadores publica en Nature que han descubierto la estrella enana blanca màs pequeña y masiva jamàs vista, resultado de la fusión de 2 enanas blancas de menor masa que orbitaban entre sí en un sistema binario.

Denominada ZTF J1901+1458, tiene 1,35 masas solares, un campo magnètico 1.000 millones de veces mayor que el Sol, gira sobre sí misma cada 7 minutos, un tamaño muy semejante a la Luna (3.474 km. de diàmetro), està ubicada a 130 años luz de la Tierra y tiene una edad de unos 100 millones de años.

Las estrellas con menos de 8 masas solares se convierten en gigantes rojas cuando agotan su combustible, se hinchan y se desprenden de sus capas exteriores, y posteriormente se encogen convirtiéndose en enanas blancas: el 97% de todas las estrellas terminan así.

Cuando un sistema binario de enanas blancas giran entre sí en espiral, pierden su energía en forma de Ondas Gravitacionales y finalmente se fusionan:
- Si las 2 enanas blancas son suficientemente masivas, explotan en forma de una supernova tipo Ia.
- Si estàn por debajo de un cierto umbral de masa, ambas se fusionan en una nueva enana blanca. Este proceso aumenta el campo magnético de la nueva estrella y ademàs acelera su rotación, que serà mayor que cualquiera de las 2 enanas blancas antes de la fusión.

La estrella enana blanca con rotación màs ràpida conocida es EPIC 228939929 y gira cada 5,3 minutos.

Ilaria Caiazzo, Astrofísica Teórica en Caltech y autora principal del estudio, explica: "Las enanas blancas màs pequeñas resultan ser las màs masivas. Carecen de la combustión nuclear que mantiene a las estrellas normales contra la fuerza de su propia gravedad. Su tamaño està regulado por la mecànica cuàntica. Con el descubrimiento de esta enana blanca, realmente estamos probando lo masivo que pueden llegar a ser este tipo de estrellas. Podría ser lo suficientemente masiva como para en un futuro evolucionar a una estrella de neutrones, que normalmente se forman cuando una estrella mucho màs masiva que el Sol explota en forma de supernova".

ZTF J1901+1458 ha sido descubierta por el Zwicky Transient Facility, ayudado por el W. M. Keck, el Pan-STARSS, el Hale, el Observatorio Espacial Gaia y el Swift Neil Gehrels.

Un saludo.

Hola.

Las galaxias tienen un ciclo vital, como las personas, animales o los àrboles.
Una galaxia nace cuando el gas y las estrellas se juntan para dar lugar a una estructura coherente: el proceso puede comenzar con una gran nube de gas que acumula masa lentamente, o bien a partir de la fusión de 2 o màs nubes.
En cualquier caso, una vez formada, la galaxia pasa su vida engendrando estrellas a partir de sus reservas de gas.

Una galaxia està "viva" cuando emite radiación ultravioleta intensa, un indicio de la presencia de jòvenes estrellas, brillantes y calientes. A medida que envejecen, la luz de las estrellas cambia: deja de ser azul para tornarse màs amarilla o rojiza.
Cuando una galaxia consta en su mayor parte de estrellas amarillas y rojas, y emite poca o ninguna radiación ultravioleta, se dice que està "muerta".
Con el tiempo, si posee suficiente masa, se convertirà en un amasijo esferoidal. Estos objetos se conocen como galaxias elípticas, y es probable que jamàs vuelvan a alumbrar nuevas estrellas.

En el universo cercano que nos rodea (en un radio de entre 300 y 600 millones de años luz), hay galaxias elípticas muertas o moribundas, las cuales se congregan en enormes cúmulos galácticos. Estas grandes estructuras contienen los restos fosilizados de las galaxias màs masivas nunca formadas: cientos o miles de ellas, bailando con parsimonia las unas alrededor de las otras y ligadas gravitacionalmente para siempre en su tumba perpetua.

No obstante, los cúmulos galàcticos plantean un problema.
La mayoría parece haberse formado cuando el universo tenía la mitad de su edad actual.
Eso implica que las galaxias que los componen tuvieron que engendrar gran parte de sus estrellas en los albores de la historia cósmica. En concreto, tales galaxias parecen haber crecido hasta alcanzar el tamaño de la Vía Làctea, o màs, durante 10.000 millones de años.

Los jóvenes cúmulos de galaxias donde se formaron, los protocúmulos, debieron ser lugares muy activos y violentos, repletos de galaxias que producían estrellas a un ritmo vertiginoso.
Sin embargo, nuestra comprensión actual de la física no consigue explicar còmo pudieron crecer tanto en tan escaso tiempo.

Los protocúmulos son estructuras muy distantes (su luz ha tenido que viajar 10.000 millones de años o màs hasta alcanzarnos), y que suelen esconder sus galaxias màs masivas tras gigantescas nubes de polvo: por ello, hasta hace poco los astrónomos no disponían de los telescopios necesarios para observarlos.

En los últimos años los científicos han descubierto 2 protocúmulos que han abierto una ventana sin precedentes al proceso de crecimiento de los grandes conjuntos de galaxias. Las observaciones posteriores han revelado que, en efecto, se trata de estructuras activas y grandiosas: tan enormes, que desafían nuestra comprensión del proceso de formación de las galaxias.
No en vano, resolver el enigma que plantean los cúmulos galàcticos podría obligar a los investigadores a redefinir lo que saben sobre la evolución del universo.

Continuarà.

Un saludo.

Hola.

El tipo màs común de galaxia formadora de estrellas produce al año una cantidad equivalente a entre uno y varias decenas de soles. Esta clase de galaxias, a la que pertenece la Vía Làctea, se consideran "normales".
Crean estrellas sin prisa pero sin pausa durante unos 10.000 millones de años, tiempo durante el cual permanecen azules y conservan su forma de disco, mientras agotan sus reservas de gas (el combustible de las nuevas estrellas) a un ritmo pausado.

Por su parte, las llamadas "galaxias con brote estelar" son aquellas que producen entre cientos y miles de estrellas cada año.
En no màs de 300 millones de años, irrumpen en la existencia, forman un gran número de estrellas y, en un abrir y cerrar de ojos cósmico, agotan su combustible: viven deprisa y mueren jòvenes.
Los astrónomos las consideran las mejores candidatas a constituir los ancestros de las grandes galaxias elípticas y muertas que vemos hoy en los cúmulos.

Cabe imaginar que, si sondeàramos en profundidad el espacio, hallaríamos protocúmulos repletos de galaxias con brote estelar: los antecedentes de los cúmulos muertos del mañana. Sin embargo, su búsqueda se ha revelado problemàtica.
Hasta hace poco, la mayoría de los métodos usados para detectar cúmulos galàcticos estaban orientados a encontrar galaxias elípticas moribundas o el gas caliente que impregna el espacio entre ellas.

Pero tanto las galaxias elípticas como el gas intracumular aparecen en las etapas finales del proceso de evolución de los cúmulos, por lo que localizar sus homólogos màs jóvenes requiere usar otras técnicas. Para complicar las cosas, los protocúmulos suelen estar mucho màs dispersos por el firmamento, ya que sus galaxias aún no han tenido tiempo de acercarse lo suficiente para formar las densas estructuras que visualizamos en la actualidad.

Y dado que nuestros telescopios màs precisos (como el Hubble) disponen de càmaras que solamente abarcan el diàmetro de un làpiz, no es de extrañar que resulte difícil armar un rompecabezas cuyas piezas se encuentran esparcidas por el firmamento a lo largo de distancias 100 veces mayores que las que cubre el campo de visión de los telescopios.

Otros mètodos de búsqueda, como sondear de una manera sistemàtica extensas franjas de cielo, tienden a pasar por alto las galaxias con brote estelar, ya que estas se encuentran a menudo ocultas por el polvo.
La elevada velocidad a la que forman estrellas genera grandes cantidades de metales pesados, producidos en explosiones de supernova. Una vez dispersados por el espacio, los elementos pesados como el hierro, el carbono y el oro forman complejas moléculas de polvo que absorben la luz ultravioleta y visible.

Solo hay que pensar en el color enrojecido que adquiere el Sol tras el humo de un incendio: el polvo atenúa la luz azul y dejan pasar la roja. Como resultado, las galaxias con brote estelar son invisibles cuando se observan con telescopios de luz visible o ultravioleta, pero brillan como faros en la zona infrarroja del espectro.

Todo ello significa que, hasta hace poco, las herramientas para buscar y estudiar protocúmulos solían pasar por alto una población clave de galaxias. Entre finales de los años 90 y principios de la década pasada, el Conjunto Bolométrico Submilimétrico de Uso Común (SCUBA), el Telescopio del Polo Sur y los observadores espaciales Herschel y Spitzer revolucionaron nuestra comprensión del universo oscurecido por el polvo con el descubrimiento de millones de galaxias que hasta entonces habían estado invisibles.

Continuarà.

Un saludo.

Hola.

Por fin, en el año 2.013 entró en funcionamiento ALMA (Gran Conjunto Milimètrico/Submilimétrico de Atacama), formado por casi 70 antenas en el desierto chileno. ALMA se comporta como un solo telescopio con una resolución 600 veces mayor que la del telescopio Herschel. Se trata, en particular, de un excelente instrumento para detectar criaderos estelares llenos de gas y polvo en galaxias con brotes de formación estelar, y, gracias a él, los astrónomos han descubierto varios sistemas tan fascinantes como sobrecogedores.

En 2.018 dos equipos independientes usaron ALMA para estudiar los objetos infrarrojos màs brillantes que pudieron hallar en el universo lejano. Cada equipo descubrió un conglomerado distinto de galaxias polvorientas y con brote estelar que, en las imàgenes tomadas antes por la primera generación de telescopios infrarrojos, habían aparecido disfrazadas como una única estructura:
- La agrupación SPT2349-56 formada por 14 galaxias.
- El Núcleo Rojo Distante compuesto por 10 galaxias.

Ambas estructuras se hallaban realmente en diferentes rincones del universo, creciendo y desarrollàndose cuando el cosmos apenas tenía el 10% de su edad actual. Los 2 protocúmulos estaban viviendo brotes extremos de formación estelar: cada uno generaba al año 10.000 veces màs estrellas que la Vía Làctea. Y ello en un volumen la mitad de grande que el Grupo Local (el conjunto que forman nuestra galaxia, Andrómeda y otras galaxias menores).

Las reservas de gas estimadas indicaban que, si aquellas galaxias continuaban creando estrellas a la misma velocidad, agotarían su combustible en pocos cientos de millones de años, tras lo cual quedarían convertidas en grandes galaxias elípticas rojas y muertas. Ademàs, completarían ese ciclo mucho antes de llegar a la época cósmica actual.

El hallazgo de esos 2 conjuntos de galaxias primigenias y oscurecidas por el polvo ofrecía una prometedora oportunidad para estudiar el crecimiento de los cúmulos de galaxias. Pero aún faltaba algo importante.
La mejor manera de "pesar" una galaxia consiste en medir la luz de sus estrellas adultas, para lo cual se necesitan datos a lo largo de todo el espectro electromagnético.

Hasta hace poco, sin embargo, las observaciones relativas a los protocúmulos pertenecientes a los primeros 2.000 millones de años de vida del universo se ceñían a un estrecho intervalo del espectro (o bien en el óptico, o bien en el infrarrojo).
Entonces, en septiembre de 2.018 un grupo de la Universidad de California en Irvine, logró captar por primera vez la emisión óptica y ultravioleta de un polvoriento protocúmulo con brote estelar tal como se mostraba hace 12.000 millones de años.
Se trataba del Núcleo Rojo Distante, y gracias a los telescopios Hubble, Géminis y Spitzer, los astrónomos adquirieron la perspectiva necesaria para entender el pasado y el futuro de aquella estructura.

Esa pequeña región del espacio es violenta: al menos la mitad de las galaxias presentan una forma tan caótica que tuvieron que haber chocado con otras poco tiempo antes o estar en proceso de hacerlo. Cuando midieron la población de estrellas adultas, hallaron algo tan asombroso que podría acabar cuestionando la actual comprensión del cosmos.

Ya en esa época primitiva, algunas de las galaxias del Núcleo Rojo Distante habían creado 3 veces màs estrellas que la Vía Làctea. Sin embargo, las simulaciones del universo basadas en la física conocida tienen dificultades para reproducir galaxias tan masivas en una etapa cósmica tan temprana. Esta discrepancia entre simulaciones y observaciones agrava un problema que se conoce desde el descubrimiento de las primeras galaxias polvorientas con brote estelar.
La física conocida predice que las galaxias que producen estrellas tan ràpidamente, deberían desgarrarse en pedazos, o calentarse tanto que consumirían todo el gas antes de alcanzar un tamaño como el que muestran las observaciones.

Este protocúmulo Núcleo Rojo Distante planteaba, ademàs, otro rompecabezas: su apabullante masa.
Al final, tras revisar los càlculos y probar con distintos métodos, el resultado fue innegable: el Núcleo Rojo Distante parece ser demasiado grande para nuestro universo, y los astrónomos ignoran cómo pudo alcanzar semejante tamaño en tan poco tiempo.
Es un coloso inexplicable que està formando estrellas a una velocidad frenética.

Continuarà en una cuarta y última parte.

Un saludo.

Hola.

A fin de entender qué fracción de su masa se encontraba en forma de estrellas, los astrònomos decidieron estudiar el halo de Materia Oscura (MO) del protocúmulo. La MO es el componente màs abundante de cualquier galaxia y también del universo en su conjunto.
Hasta donde sabemos, todas las galaxias y cùmulos de galaxias se hallan inmersos en gigantescas nubes, o halos, de esta misteriosa sustancia. Y aunque es invisible y se desconoce su naturaleza, revela claramente su presencia debido a sus efectos gravitatorios. Existen varios mètodos para calcular la cantidad de MO presente en un objeto astronómico dado.

Calcularon la cantidad de MO presente en el Núcleo Rojo Distante, y esta rozaba la mayor masa permitida en ese momento de la historia cósmica. Esa aparente sobreabundancia de MO implica que el Núcleo Rojo Distante podría ser tan vasto que violaría las leyes del universo tal y como las entendemos. Cuando los científicos simularon el aspecto que adoptarà el Núcleo Rojo Distante tras evolucionar durante 12.000 millones de años hasta la época actual, hallaron que su tamaño bien podría superar el de "El Gordo", el cúmulo de galaxias màs grande conocido.

"Este càlculo de la cantidad de MO presenta un margen de error, por lo que tal vez hayamos sobreestimado su valor. No obstante, el problema se agrava cuando tenemos en cuenta que, muy probablemente, nuestras observaciones tan solo reflejan un pequeño porcentaje de las galaxias presentes en el cúmulo, ya que muchas habràn quedado fuera del limitado campo de visión de los telescopios. Es de esperar que la discrepancia aumente a medida que sigamos inspeccionando este protocúmulo", explica Arianna S. Long de la Universidad de California en Irvine.

Sumado al hallazgo de otros protocùmulos potencialmente similares, el Núcleo Rojo Distante nos obliga a reconsiderar lo que sabemos acerca del proceso de formación de cúmulos galàcticos. Dado que sus galaxias probablemente se encuentren entre las primeras que se formaron en el universo, hemos de esclarecer cómo estas estructuras tan masivas pudieron formarse tan pronto.
Eso no solo implica restringir los mecanismos físicos y químicos que engendraron las estrellas en las primeras galaxias, sino las condiciones que propiciaron que la MO condensase en halos a partir de los cuales crecerían las galaxias.

¿Es posible que el universo comenzara a formar estructuras antes de lo que pensàbamos?
De ser así, ¿qué implicaría ello para lo que sabemos acerca de la producción de elementos químicos?
¿Tenían estas primeras galaxias los ingredientes necesarios para crear estrellas con planetas habitables a su alrededor, propiciando quizà las primeras formas de vida en la historia del universo?

Puede que no vivamos lo suficiente para conocer la respuesta a las anteriores preguntas, pero algunas de ellas se han convertido en objeto de un intenso estudio. En estos momentos se estàn efectuando observaciones adicionales de estos protocúmulos en todo el espectro electromagnético.
También están desarrollando nuevos métodos para descubrir otros protocúmulos polvorientos.

Hallar màs objetos de este tipo permitirà determinar si el Núcleo Rojo Distante representa una fase común y hasta ahora desconocida en la evolución de los cúmulos galàcticos, o si, por el contrario, constituye un caso excepcional.
"No hay palabras capaces de describir lo que se siente al ser la primera persona que contempla una parte del universo que nunca antes ha visto nadie", dice Arianna S. Long.

Los astrofísicos teóricos y observacionales estàn colaborando para averiguar en qué momento del primitivo universo comenzaron a darse las condiciones que permitieron la formación de tales estructuras: regiones del espacio con cantidades descomunales de materia y sobrecogedoras tasas de formación estelar.

La mejor manera de verificar un modelo físico consiste en explorar sus extremos.
En los próximos años, estas sorprendentes congregaciones de galaxias permitiràn poner a prueba nuestra comprensión del cosmos como un todo.

Un saludo.

Hola.

El helicóptero Ingenuity de 1,8 kg. realizó con éxito el pasado lunes 16 de agosto su vuelo controlado número 12 en la tenue atmósfera de Marte, en la región Sur de Séítah del cràter Jezero.
Ingenuity iba dentro del róver Perseverance, su primer vuelo lo realizò el 19 de abril y la misión en principio solamente era de pura demostraciòn tecnológica, con 5 vuelos previstos en 30 días de duración: algunos solo de subir y bajar lentamente sobre el mismo sitio y otros de muy corto desplazamiento.

En el vuelo 12 subió hasta 10 m. de altura durante 169 segundos y voló 450 metros de ida y vuelta para explorar el àrea en busca del róver Perseverance, del que no puede alejarse demasiado para poder enviarle las imàgenes.
Capturó imàgenes que ayudaràn al equipo científico del Perseverance a determinar decisiones de las rocas, afloramientos rocosos y otras características geológicas dignas de un mayor estudio posterior del róver Perseverance.
Gracias a la capacidad AutoNav del róver, recientemente habilitada, este se mueve màs ràpidamente hacia el noroeste a través de la cresta sur de Séítah y se encontrarà con Ingenuity en los pròximos días.

Volar sobre el sur de Séítah conlleva un gran riesgo debido a la variedad del terreno, pues hay que recordar que el sistema de navegación del Ingenuity funciona asumiendo que està volando sobre un terreno plano o casi plano, y las desviaciones de esta suposición pueden introducir errores que conduzcan a anomalías temporales en el balanceo y cabeceo, y también a errores a largo plazo en el correcto conocimiento de su posición sobre Marte.

Los exitosos sobrevuelos del Ingenuity (primer artefacto que lo logra en otro mundo), aportan valiosísima información a la NASA para poder construir en un futuro otro modelo mayor de helicóptero o dron, con el que quizàs puedan desplazarse con rapidez los astronautas que por primera vez pisen suelo marciano.

Un saludo.

Hola.

La revista Icarus publica un estudio de la NASA, recalculando la probabilidad de que el asteroide Bennu de 500 m. de diàmetro y con forma de peonza choque en un futuro cercano contra la Tierra: no causaría una catàstrofe global semejante al meteorito de unos 10 km. que terminó con la era de los dinosaurios, pero sí a una escala continental.

Bennu orbita alrededor del Sol y la nueva fecha con mayor probabilidad de impacto es el 24 de septiembre del año 2.182, aunque hay que matizar que ese porcentaje es de 1 entre 2.700 = 0,037%.

La nave OSIRIS-REx lo ha estado orbitando y estudiando a fondo durante 2 años y ahora regresa camino de la Tierra con 60 gramos de regolito recogido de su superficie y ubicado dentro de una càpsula que arrojarà en paracaídas sobre el desierto de Utah en septiembre de 2.023 para ser analizado concienzudamente.

Esos 2 años de orbitar a Bennu han servido para saber con extrema precisión su composición (bàsicamente, una "pila de escombros"), su gravedad, estructura, forma, masa, temperatura y distancia de su órbita alrededor del Sol.
A todo lo anterior, han sumado los científicos de la NASA, el arrastre que sufre Bennu por el viento solar y el efecto gravitacional que sufre de las 343 rocas màs próximas.
Ademàs, han añadido el efecto Yarkovsky: una muy leve cantidad de empuje causado cuando un lado de Bennu que mira al Sol se calienta, y después de haber girado Bennu, emite fotones térmicos en una dirección diferente.

Los investigadores tienen localizados hasta 26 "ojos de cerradura gravitacionales" alrededor de la Tierra: son àreas del espacio donde, si Bennu pasa a través de ellos, la gravedad terrestre podría desviarlo cambiando ligeramente su órbita anterior y proporcionarle otra órbita diferente con un curso de colisión futuro con la Tierra.
Con todos los últimos datos recopilados por la nave OSIRIS-REx, han descartado 24 de los 26 ojos de cerradura gravitacional, dejando la mencionada fecha del 24.09.2182 como la de mayor riesgo de impacto.

En el año 2.135 estarà Bennu lo suficientemente cerca de la Tierra (pasarà dentro de la órbita de la Luna), como para estudiarlo con un radar desde la superficie terrestre, poder afinar aún màs su cercano paso en el año 2.182 y, según el resultado, comenzar a tomar medidas para desviarlo ligeramente con la tecnología disponible por la humanidad dentro de màs de 100 años.

Un saludo.

Hola.

La sonda Insight de la NASA aterrizó en Marte el 26 de noviembre de 2.018 equipada con precisos instrumentos para analizar el interior, el subsuelo y la evolución geológica temprana del planeta.
Aparcada en un cràter de Elysium (una llanura en su región ecuatorial), la sonda lleva desde febrero de 2.019 enviando información sobre la actividad sísmica en Marte, y hasta la fecha ha detectado cientos de "martemotos".

Son menos intensos que nuestros terremotos, pues nunca han superado la magnitud 4, y la mayoría serían imperceptibles en la Tierra. Los científicos de la misión han aprovechado este caudal de datos para dibujar un croquis de la estructura interna del planeta rojo, como si cortaran una tarta con un cuchillo.
Tres estudios publicados a la vez en Science y firmados por decenas de científicos describen las diferentes capas del subsuelo marciano.
Los investigadores se han servido de los 2 tipos de ondas que se forman en un seísmo:
- Las P, parecidas a las ondas acústicas, se mueven màs ràpido y pueden atravesar sólidos, líquidos y gases.
- Las ondas S, màs lentas, solo atraviesan sólidos, por lo que rebotan al llegar a zonas magmàticas.

Las diferencias de velocidad y orientación entre unas y otras han sido interpretadas mediante modelos matemàticos e inteligencia artificial para hacer una especie de ecografía del interior de Marte sin perforar y superando, ademàs, otra limitación: en la Tierra hay cientos de estaciones sismogràficas, en Marte solamente hay una.

Sanne Cottar, sismólogo de la Universidad de Cambridge, dice: "Esta es la primera vez que tenemos una visión de lo que hay en el interior de otro planeta. Ahora entendemos mejor cómo se formó Marte, por qué se convirtió en un desierto yermo y helado, ademàs de comparar su evolución geológica con la de la Tierra. Ambos planetas estàn construidos con los mismos ladrillos, pero el resultado es muy diferente".

Veamos lo que han descubierto:
- CORTEZA: es algo màs gruesa por término medio que la de la Tierra. Tiene entre 20 y 39 km. de espesor y està formada por 2 o 3 capas, siendo la primera bastante liviana y muy golpeada por meteoritos. La proliferación de volcanes se debe a la riqueza de minerales radiactivos y caloríficos. El monte Olimpo, el pico màs alto de Marte y de todo el Sistema Solar con 22,5 km. de altura, es casi el triple que el Everest y està casi apagado aunque hay indicios de una pequeña actividad.

- MANTO: durísimo y sin choque de placas tectónicas. No es tan profundo ni hay tanta presión como en la Tierra, en el que una zona caliente y densa de roca sirve de aislante térmico que atrapa el calor del núcleo. Esto indica que Marte se enfrió muy ràpidamente en comparación con la Tierra. Tampoco hay evidencias de actividad tectónica de placas, mecanismo impulsor de la actividad sísmica. Que no haya placas chocando puede deberse a que la litosfera (formada por la corteza y la zona màs externa del manto) es muy difícil de resquebrajar. Entonces, ¿por qué hay "martemotos"? Por el enfriamiento y la contracción de la corteza, y màs que temblores, son escalofríos.

- NÚCLEO: un corazón ligero con hidrógeno y oxígeno. Un equipo al mando del sismólogo suizo Simón Stähler ha medido la profundidad del núcleo, y està a unos 1.550 km. de la superficie. Su densidad es sorprendentemente baja: 6 gramos/cm3. Esto indica que no solo estaría formado por níquel e hierro, sino que debe contener elementos màs ligeros: sulfuros, oxígeno, hidrógeno y carbono. En su juventud (hace unos 4.000 millones de años), Marte debió tener magnetosfera, el campo magnético protector de las dañinas radiaciones y vientos solares y que produce las auroras boreales.

Un saludo.

Hola.

Titàn, la luna de Saturno, es el único lugar conocido del Sistema Solar que (aparte de la Tierra) conserva lagos y mares en su superficie. Estos siempre han despertado gran curiosidad entre los científicos, quienes ahora han realizado càlculos para estimar la profundidad de la mayor masa líquida de Titàn: el mar del Kraken, compuesto por una gélida mezcla de metano, nitrògeno y etano.

A partir de un nuevo anàlisis de los datos de radar captados por la sonda Cassini en agosto de 2.014, han calculado la profundidad de una parte del mar del Kraken, donde fue posible detectar el fondo marino, así como la de otras en las que no lo fue.
Allí donde se halló un lecho (en un gran estuario situado al norte), algunas señales de radar se reflejaron en la superficie, mientras que otras penetraron en el líquido y rebotaron en el fondo marino.
"Esos ecos revelaron que la profundidad de esa zona era de hasta 85 metros", anuncia Valerio Poggiali y su equipo en Journal of Geophysical Research: Planets.

En cambio, en la zona central y occidental no se detectò ningún eco del fondo marino.
Según los autores, ello sugiere que el centro del mar del Kraken podrìa tener entre 100 y màs de 300 m. de profundidad.

Los investigadores advierten de que el hecho de que algunas señales no rebotaran podría no deberse a una gran profundidad, sino a que el líquido absorbiò las señales del radar, lo que implicaría que las suposiciones sobre su composición no son correctas.
El mar del Kraken parece estar formado en un 70% por metano líquido, en un 16% por nitrógeno líquido y un 14% por etano líquido a una temperatura de 182 grados Celsius bajo cero.
Cuando la sonda Cassini lo sobrevolò, las olas apenas se alzaban unos pocos milímetros sobre la superficie.

"Tales mediciones batimétricas son clave para los proyectos que diseñan submarinos robóticos u otros aparatos destinados a surcar los lagos y mares de Titàn", señala Steven Oleson, ingeniero del Centro de Investigación Glenn de la NASA.
Él y otros expertos han realizado diseños preliminares de un instrumento de este tipo, aunque por ahora ninguna de las misiones futuras de la NASA incluye un submarino robòtico.

Conocer el mar del Kraken es esencial para entender Titàn: el mar contiene en torno al 80% del líquido que existe en la superficie del satélite y abarca unos 500.000 km2, una superficie mayor que la del mar Negro.

Un saludo.

Hola.

Se publica en Astronomy and Astrophysics, un artìculo de investigadores de Matemàticas Aplicadas y Física Teòrica de la Universidad de Cambridge y del Instituto Max Planck de Física Extraterrestre, sobre cómo se forman los exoplanetas que orbitan un sistema binario de estrellas, sin ser destruidos inicialmente en su caòtico entorno de nacimiento.

Un ejemplo de sistema binario lo tenemos en el cercano Alpha Centauri: allí el segundo sol està ubicado donde el planeta Urano ocupa su lugar en el Sistema Solar, y la estrella menor orbita cada 100 años a su compañera mayor.

Roman Rafikov y Kedron Silsbee, junto con sus equipos, han descubierto que para que los exoplanetas se formen en los sistemas binarios de estrellas, los planetesimales (bloques de construcción que orbitan alrededor de una joven estrella) deben comenzar con al menos un tamaño de 10 km. de diàmetro.
Y ademàs, que el disco de polvo, gas (hidrógeno y helio) e hielo que rodea a la estrella dentro de la cual se forman los planetas debe ser relativamente circular, esto es, sin poseer grandes irregularidades.

Cuando se cumplen estas 2 condiciones, los planetesimales en ciertas partes del disco terminan moviéndose lo suficientemente lentos entre sí como para que se peguen en lugar de aniquilarse entre ellos, lo que les permite crecer en tamaño.

En un sistema binario de soles, la estrella mayor actúa con su gravedad muy dinàmicamente sobre el disco protoplanetario de la otra estrella, produciendo que choquen las partículas sòlidas entre sí a gran velocidad, destruyéndose.
En un sistema con un solo sol, las partìculas se mueven a baja velocidad, pegàndose finalmente y aumentando en tamaño.

En su estudio, con el nuevo modelo matemàtico muy detallado y usando entradas físicas realistas, han tenido en cuenta el efecto gravitacional del disco de gas sobre el movimiento de los planetesimales dentro de él.

Anotan: "Se sabe que el disco afecta directamente a los planetesimales a través del arrastre de gas, actuando como una especie de viento. Hace unos años nos dimos cuenta de que, ademàs del arrastre del gas, la gravedad del propio disco altera mucho la dinàmica de los planetesimales, permitiendo en algunos casos que al final se formen los planetas, incluso a pesar de las perturbaciones generadas por la estrella compañera en un sistema binario".

Un saludo.

Hola.

Todo lo que nos rodea está hecho de àtomos.
Pero ¿cuàl es el origen de los elementos químicos?
¿Cómo genera la naturaleza cada especie atòmica?

Pràcticamente todos los àtomos que existen en la naturaleza (a excepciòn del hidrógeno y otros pocos àtomos muy ligeros, creados poco después del Big Bang) se sintetizaron en el interior de las estrellas mediante reacciones nucleares: un proceso conocido como nucleosíntesis estelar.
Así pues, el origen de todo lo que vemos, incluidas nuestras propias células, se remonta al corazòn de las estrellas.

Los astrònomos han intentado descifrar qué tipo particular de estrella y qué cadena concreta de reacciones nucleares da lugar a cada uno de los elementos de la tabla periódica, pero, y a pesar de todos los avances logrados durante las últimas décadas, todavía persisten algunas incógnitas.
Una de ellas atañe al origen de uno de los elementos esenciales para la vida en la Tierra: el fósforo.

Junto con el carbono, el nitrógeno, el oxígeno y el azufre, el fósforo es uno de los 5 elementos necesarios para la vida tal y como la conocemos. Desempeña un papel clave en el ADN y en los procesos de intercambio de energía en las células.
No obstante, los astrónomos se han preguntado durante varias décadas sobre su origen estelar, pues todos los modelos predicen menos fósforo del que observan en la Vía Làctea. Ello sugiere que, hasta ahora, las posibles fuentes del fósforo se han subestimado o pasado por alto.

Hace pocos meses, un grupo de investigadores del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), en colaboración con expertos del Centro de Investigación en Tecnologías de la Información y las Comunicaciones (CITIC) de La Coruña, dio un paso importante al identificar un nuevo tipo de estrellas muy ricas en fósforo.
Dichas estrellas no solo podrían contribuir a explicar la abundancia del fósforo, sino que también han planteado nuevas incògnitas, ya que su composición química desafía todos los modelos de nucleosíntesis estelar.
En particular, apuntan a una fuente hasta ahora desconocida de elementos pesados, un hallazgo que podría tener importantes implicaciones para entender la evolución química de la galaxia.

En su trabajo de 1.957, Burbidge y su equipo distinguieron 2 grandes familias de elementos químicos:
- Aquellos cuyos àtomos se crean en reacciones de fusión nuclear, la unión de 2 núcleos.
- Y aquellos originados cuando un núcleo captura un protón o un neutrón.

Los procesos de fusión nuclear dan lugar al hierro y a los àtomos màs ligeros que este, mientras que las capturas protónicas o neutrónicas originan los elementos màs pesados.
Estos últimos incluyen algunos tan notables como el oro, la plata, el plomo y el plutonio.
El fósforo y los demàs elementos esenciales para la vida pertenecen a la primera clase.

Según los modelos de nucleosíntes, las reacciones que dan lugar al fósforo se producen en 2 entornos principales:
- Bien en las explosiones de supernova.
- En estrellas gigantes rojas muy evolucionadas.
Estas ùltimas, conocidas en lenguaje técnico como "estrellas de la rama asintòtica de las gigantes", constituyen las etapas tardías de las estrellas similares al Sol, justo antes de formar nebulosas planetarias y morir como enanas blancas.

Continuarà.

Un saludo.

Hola.

Anoto la segunda parte.

Hasta ahora, sin embargo, verificar con detalle esta hipótesis se había enfrentado a un problema: la ausencia de un instrumento astronómico capaz de detectar con eficiencia las débiles líneas espectrales del fósforo en el infrarrojo cercano. Es decir, la "huella dactilar" de este elemento.

Eso cambió hace poco gracias al Experimento de Evolución Galáctica del Observatorio de Apache Point (APOGEE), un sondeo masivo en el infrarrojo cercano de cientos de miles de estrellas de la Vía Làctea. Este proyecto es uno de los 4 experimentos del Sondeo Digital del Cielo Sloan: la colaboraciòn astronómica màs productiva del mundo.

La cantidad de información dada por estos masivos estudios es tan vastìsima, que, para extraerla, en los últimos años se han puesto en marcha varias colaboraciones interdisciplinares entre astrònomos y expertos en computación y ciencia de datos.
En verano de 2.019 los investigadores del IAC y otros equipos aplicaron métodos de ciencia de datos al proyecto APOGEE.
En concreto, una aplicaciòn para un còdigo desarrollado por un estudiante de doctorado y sus supervisores en el CITIC, el cual había sido diseñado para explorar enormes bases de datos de espectros estelares.
¿Podía emplearse dicho còdigo para indagar el origen estelar del fósforo?

La pauta era simple: aplicar el algoritmo a los espectros de APOGEE y seleccionar aquellos que mostrasen fuertes líneas espectrales del fósforo. Al hacerlo, identificaron con éxito un grupo de 15 estrellas muy ricas en fósforo.
Sin embargo, estas resultaron ser muy distintas de lo que esperaban.
Aparte de su elevada abundancia en fósforo, incluían, sorprendentemente, cantidades altas de otros elementos ligeros, como silicio, magnesio y aluminio: una composición que no guardaba ninguna relación con las predicciones teóricas relativas a las estrellas gigantes rojas o las explosiones de supernova.

De hecho, las proporciones observadas de elementos ligeros no se correspondían con las predicciones de ningún modelo de nucleosíntesis estelar. Los resultados indicaban que estas estrellas no habían creado el fósforo por sì mismas.
Pero tampoco formaban parte de sistemas binarios, por lo que no pudieron haberlo adquirido a partir de una gigante roja compañera. Todo apuntaba a que habìan nacido en un entorno ya enriquecido con fósforo, debido posiblemente a la "contaminación" de estrellas muy masivas.
¿Podían los astrónomos caracterizar a estas estrellas progenitoras?

Para obtener màs pistas, en el IAC decidieron estudiar el patrón de elementos pesados en las estrellas ricas en fósforo. En particular, el de aquellos generados por captura de neutrones. Esto nos devuelve al artìculo fundacional de Burbidge (año 1.957) y sus colaboradores. En él, los autores habían establecido 2 mecanismos de captura de neutrones: el "proceso r" (del inglés rapid) y el "proceso s" (de slow). En general, el primero se ha asociado a explosiones de supernova, mientras que el segundo se considera ligado a las gigantes rojas evolucionadas.

Los espectros del proyecto APOGEE correspondían al infrarrojo cercano.
No obstante, analizar la abundancia de elementos pesados exige disponer de espectros ópticos.
En aquél momento, en el IAC solo contaban con un espectro óptico de una de las estrellas ricas en fósforo, y aunque los datos no eran de la calidad deseada, ello bastó para obtener información sobre algunos elementos pesados, como rubidio, estroncio, bario, lantano o europio. Estos podrían revelar qué tipo de procesos (s o r) era el responsable de la formación de los elementos pesados y, de esta manera, elucidar los progenitores de las enigmàticas estrellas ricas en fósforo.

Sin embargo, tras una exhaustiva comparación con modelos teóricos muy diversos, el patrón quìmico observado seguía sin parecerse al predicho por ninguno de ellos. En particular, era muy llamativo el elevado contenido de bario, un "elemento s", asì como la baja cantidad de europio, cuya formación està dominada por el proceso r.
Pero la limitada cantidad de aquel espectro, no permitió a los astrónomos del IAC analizar la abundancia de otros elementos pesados: en particular la del plomo, un elemento muy interesante para discernir entre los procesos s y r, o incluso para esclarecer la existencia de un mecanismo intermedio conocido como "proceso i".

Continuarà en una tercera y última parte.

Un saludo.

Hola.

Llegados aquí, los astrónomos del IAC se propusieron obtener espectros ópticos de otras estrellas ricas en fósforo.
No fue una sencilla tarea, puesto que las estrellas son por lo general muy débiles en la zona visible del espectro electromagnético, y solamente una de ellas mostraba un brillo lo suficientemente intenso.

Con todo, su observación con el Telescopio Óptico Nórdico (de 2,50 m. de diàmetro ubicado en el Observatorio del Roque de Los Muchachos, en La Palma), les permitió obtener un espectro de gran calidad. Este espectro no solo confirmò las peculiares abundancias de elementos pesados que ya había advertido antes, sino que les proporcionò información sobre otros elementos químicos.

Para caracterizar dicho espectro, compararon las abundancias de elementos pesados con las observadas en 3 tipos de estrellas (CH, EMP y CEMP) consideradas, respectivamente, como los estàndares de los procesos s, r e i.
Dicha comparación presentaba la ventaja de ser independiente de todos los posibles paràmetros e incertidumbres inherentes a los modelos teóricos de nucleosíntesis estelar.

Ello les permitió concluir que las nuevas estrellas ricas en fósforo, presentaban una sobreabundancia de elementos pesados de tipo s y los resultados se publicaron en The Astrophysical Journal Letters.
El proceso s asociado a las nuevas estrellas ricas en fósforo ha resultado ser distinto del que sucede en las gigantes rojas evolucionadas: durante décadas, el único entorno estelar conocido donde tiene lugar la captura de electrones lentos.
Las diferencias màs notables son una mayor proporción de bario frente a lantano (situado justo al lado en la tabla periódica), y un contenido de europio y plomo menor de lo esperado.

Dado que, ademàs, las abundancias de fósforo y otros elementos ligeros descartan que las gigantes rojas puedan ser las progenitoras de las estrellas ricas en fósforo, se puede concluir que estas últimas (sean cuales sean) constituyen un nuevo entorno estelar para la formación de elementos pesados.
Estos resultados desafían la teoría de formación de elementos químicos en el interior de las estrellas, y podrían tener importantes implicaciones para entender la evolución química de la Vía Làctea.

El hallazgo guiarà los esfuerzos teóricos y observacionales para explicar las progenitoras de estas desconcertantes estrellas ricas en fósforo, al tiempo que podría constituir una pista clave para entender el origen de este esencial elemento para la vida en la Tierra.
Dependiendo de la frecuencia con que ocurra la peculiar nucleosíntesis asociada a estas estrellas, el fenómeno podría explicar el fósforo presente en nuestro planeta y arrojar luz sobre la habitabilidad de otras partes de la Vía Láctea.

Un saludo.

Hola.

Se publica en Nature Astronomy un estudio de los astrònomos Christopher Mankovich y Jim Fuller de Caltech, tomando datos recopilados y archivados de la misión Cassini de la NASA, que recordamos orbitò Saturno durante 13 años antes de desintegrarse en su atmósfera en 2.017.

Nos explican que las oscilaciones en el interior de Saturno hacen que el planeta se mueva muy lentamente y esos movimientos provocan ondas en los anillos que rodean al planeta. El anillo C contiene múltiples patrones espirales impulsados por fluctuaciones en el campo gravitacional de Saturno, y estos patrones eran distintos de otras ondas en los anillos causadas por interacciones gravitatorias con las diversas lunas del planeta.

Los hallazgos sugieren que Saturno no tiene un núcleo interno en forma de bola de roca dura, sino que es como una sopa difusa de hielo, roca y fluidos metàlicos: un núcleo "difuso", que se extiende a lo largo del 60% del diàmetro del planeta, lo que resulta mucho mayor de lo estimado anteriormente.

Jim Fuller dice: "Usamos los anillos de Saturno como si fueran un gigantesco sismógrafo, para medir las oscilaciones dentro del planeta. Es la primera vez que hemos podido sondear sísmicamente un mundo enorme gaseoso, y los resultados fueron muy sorprendentes. El núcleo difuso de Saturno se alinea con la reciente evidencia de la misión Juno de la NASA, cuyos datos analizados indican que Júpiter también puede tener un núcleo similar".

Continúa: "Saturno siempre està temblando muy sutilmente. La superficie se mueve 1 metro cada 1 o 2 horas, a semejanza de un lago que se ondula suavemente. Como un sismógrafo, los anillos captan las perturbaciones de la gravedad y las diminutas partículas de los anillos comienzan a moverse. Los resultados indican que el núcleo de Saturno es 55 veces màs masivo que la Tierra, siendo 17 masas terrestres hielo y roca, y el resto es un fluido de hidrògeno y helio. También que el núcleo està compuesto de capas estables que se formaron después de que los materiales màs pesados se hundieran en el medio del planeta y dejaran de mezclarse con materiales màs livianos por encima de ellos. Para que el campo gravitacional de Saturno oscile en patrones de frecuencias particulares, el interior debe ser estable, y eso solamente es posible si la fracción de hielo y roca aumenta a medida que avanza hacia el centro de Saturno".

Un saludo.

Hola.

Un equipo internacional de astrònomos han estudiado los datos recolectados entre agosto del 2.013 y enero del 2.019 por el Dark Energy Survey (DES) en los cielos del Hemisferio Sur, y han descubierto 461 nuevos objetos transneptunianos o TNO.

El proyecto DES no tenía como objetivo buscar TNO, sino analizar las supernovas y cúmulos de galaxias para intentar calcular la tasa de aceleración del universo, que se expande cada vez màs ràpidamente. Pero su altísimo grado de precisión y profundidad ha servido para hallar objetos mucho màs cercanos a la Tierra, pero màs lejos de la órbita de Neptuno.

Ya se conocían casi 3.000 TNO y entre los nuevos objetos 4 estàn ubicados a màs de 230 UA.
De entre todos los TNO, estàn los caracterizados como "TNO Extremos": con órbitas medias de 150 UA y de los cuales ahora se han localizado 9 màs.

Los astrónomos piensan que son una prueba de que "algo" està causando sus muy extrañas desviaciones gravitatorias.
Podría ser el Planeta 9: un mundo rocoso de unas 5 masas terrestres y 10 veces màs alejado del Sol que Neptuno.
Pero todavía se conocen muy pocos TNO Extremos para poder saber si existe o no el Planeta 9, buscado desde hace unos años, y quizàs los ahora descubiertos podrían ayudar a localizar o descartarlo para siempre.

Otra teoría consiste en que en lugar del Planeta 9, lo que influye a las órbitas de esos TNO Extremos sería la potente gravedad de un Agujero Negro Primordial de masa planetaria, rodeado por un halo de Materia Oscura que podría extenderse hasta 1.000 millones de kilómetros por cada lado.

Los astrónomos confían en el nuevo Observatorio Vera Rubin, en honor de la astrònoma pionera en la mediciòn de la rotación de las estrellas dentro de una galaxia, para hallar al Planeta 9.
Su construcción comenzò el 14.09.2015 y se espera estè terminado en el año 2.022 (inicialmente denominado LSST o Large Synoptic Survey Telescope).

Ubicado en Cerro Pachón a 2.700 m. de altura, con su espejo principal de 8,4 m. de diàmetro y càmara de 3,2 gigapíxeles (la mayor del mundo hasta la fecha), serà capaz de fotografiar la totalidad de su cielo disponible cada pocas noches, debido a su amplio campo de visión.

Un saludo.

Hola.

Un equipo de científicos, al mando de James Kennet de la Universidad de Santa Bàrbara, publica en Nature Scientific Reports que han descubierto evidencias de que un gran estallido còsmico en la atmósfera destruyó hace 3.600 años la ciudad Tall el-Hamman ubicada en el sur del valle del Jordàn.
Fue la mayor ciudad de la Edad del Bronce Medio ll y llegó a ocupar una extensión 10 veces màs grande que Jerusalén.

En las excavaciones del subsuelo, ademàs de los tìpicos escombros esperados a través de guerras y terremotos, han hallado un intervalo de 1,50 m. en el estrato de la Edad del Bronce Medio ll, donde han visto fragmentos de ceràmica con sus superficies exteriores derretidas en vidrio, ladrillos de barro "burbujeados" y màs material de construcciòn derretido.
Todo lo anterior, indica haber sido expuestos esos materiales a temperaturas mayores a 2.000 grados C., una temperatura imposible de alcanzar hace 3.600 años con la tecnología humana entonces disponible.

La ciudad fue nivelada por la enorme presión del estallido atmosfèrico, y el palacio aplastado junto a las demàs estructuras y paredes de adobe.
Se han descubierto también algunos esqueletos de los habitantes, con los huesos extremadamente desarticulados y fragmentados.

Otra prueba de la explosión de un meteoro en el aire, son la aparición de diminutas esfèrulas ricas en hierro y sílice, algunos metales fundidos y granos de cuarzo impactado, con grietas que solamente se forman bajo una altìsima presión.

El estallido aèreo tambièn puede explicar las altas y anormales concentraciones de sal en ese estrato de 1,50 m. de grosor: un promedio de 4% en el sedimento y hasta un 25% en algunas muestras.

James Kennett dice: "La sal fue arrojada debido a la altísima presión de impacto del meteoro, que muy probablemente se fragmentó en trozos al entrar en la atmòsfera. Pudo suceder que el impacto golpeara el Mar Muerto, rico en sal, distribuyéndola por todas partes".

Un saludo.

Hola.

La cara oculta de la Luna es un paraje extraño, muy distinto del lado familiar y mucho màs llano que podemos ver cada noche desde la Tierra. En 1.959 la sonda soviética Luna 3 obtuvo las primeras fotografías de esa recóndita región: en vez de extensas planicies, en ellas se veía un paisaje tachonado de montañas.

Los astrónomos planean convertir el hemisferio oculto de la Luna en una ventana a la "edad oscura" del cosmos: una era misteriosa que esconde las semillas de las primeras estrellas y galaxias.
El universo no siempre estuvo lleno de los brillantes astros que hoy iluminan el firmamento.
Unos 380.000 años después del Big Bang se formaron los primeros àtomos de hidrógeno neutro, tras lo cual gigantescas nubes de gas inundaron el cosmos.

Sin embargo, durante cientos de millones de años, el universo fue un lugar oscuro y carente de estrellas.
Entonces llegó el amanecer cósmico: las primeras estrellas comenzaron a titilar, las primeras galaxias se arremolinaron hasta cobrar vida y, poco a poco, la estructura a gran escala del universo tomó forma.
Las semillas de dichas estructuras debían hallarse presentes en las nubes de hidrógeno de la edad oscura.

Pero esa època no puede explorarse con los telescopios ópticos, ya que por entonces no existía la luz.
Y aunque los astrónomos saben que ese hidrògeno primigenio produjo emisiones de radio, los radiotelescopios ubicados en la Tierra sufren enormes dificultades para detectarlas. Nuestra atmósfera bloquea o distorsiona esas débiles señales, y las que consiguen atravesarla quedan ahogadas por el ruido de radio generado por el ser humano.

Por esa razón, los cientìficos llevan varios decenios soñando con poder estudiar la edad oscura del cosmos desde la cara oculta de la Luna.
Hoy, varias agencias espaciales ya planean misiones que transportaràn los instrumentos necesarios (algunas en los próximos 3 años) y haràn realidad los sueños de los astrónomos.

Jack Burns, astrofísico de la Universidad de Colorado en Boulder, afirma: "Si tuviera que diseñar el lugar ideal para hacer radioastronomía de baja frecuencia, tendría que construirlo en la Luna. Por fin hemos alcanzado el punto en que podremos instalar esos telescopios lunares en los pròximos años".

La idea de detectar dicho hidrógeno neutro se remonta a los años 40 del siglo pasado, cuando el astrónomo holandés Hendrik Christoffel van de Hulst halló que los àtomos de hidrógeno podían emitir espontàneamente pulsos electromagnèticos .
Ello se debe a que cada àtomo puede oscilar entre 2 estados de energía, y cuando pasa de uno a otro, emite o absorbe radiación con una longitud de onda de 21 centímetros.

Tales emisiones, los "latidos" del hidrógeno, derivan en señales detectables cuando las nubes de gas se acumulan a escala cósmica. Dichas señales tuvieron que comenzar a surgir 380.000 años después de la gran explosión, cuando el universo se enfrió lo suficiente para que los protones y los electrones se unieran y formaran àtomos neutros. Aquél suceso tuvo una consecuencia beneficiosa: propició un universo màs transparente que opaco, pues "liberó" la radiaciòn electromagnètica.

Los fotones que se emitieron entonces son los que hoy percibimos como fondo còsmico de microondas.
Después, el hidrógeno neutro llenò el universo durante algunos cientos millones de años hasta que las nubes de gas colapsaron y nacieron las primeras estrellas.

Continuarà.

Un saludo.

Hola.

Prosigo con la segunda parte.

Los cosmólogos sienten un interés especial por la edad oscura, ya que ofrece un atisbo del universo cuando era relativamente prìstino. Antes de que aparecieran las primeras estrellas y galaxias, la distribución del hidrògeno aún conservaba intensas huellas de las fluctuaciones cuànticas primordiales, las cuales se vieron dràsticamente amplificadas por la ràpida expansión del espacio, que tuvo lugar durante las primeras fracciones de segundo tras la gran explosión.
De hecho, es posible que las primeras señales de 21 cm. de la edad oscura contengan indicios de nueva física o desviaciones del modelo cosmològico estàndar.

"Es un campo de pruebas para la cosmología", indica Jack Burns.

Los primeros radiotelescopios en la cara oculta de la Luna seràn simples y obtendràn indicios de aquella porción sombría de tiempo cósmico. Conforme los astrónomos dispongan de instrumentos màs avanzados, las señales de 21 cm. apareceràn màs detalladas, lo que les permitirà crear mapas dinàmicos de alta resolución de esas nubes primordiales de hidrógeno.

"Lo bueno del hidrógeno neutro es que, a diferencia del fondo còsmico de microondas, no se limita a un instante de tiempo", señala Kristian Zarb Adami, de la Universidad de Oxford.

Al estudiar las variaciones de la señal a lo largo del tiempo, los telescopios podràn trazar la evoluciòn del universo primitivo durante toda la edad oscura hasta el amanecer còsmico.
Después llegò la "era de la reonizaciòn", cuando la radiaciòn de las primeras estrellas y otros fenòmenos astrofísicos violentos recalentaron el hidrógeno neutro restante y lo volvieron a convertir en plasma: un proceso que acabarìa por extinguir las señales de 21 cm.

Algunos instrumentos de exploración ya han entrado en funcionamiento.
Forman parte del módulo lunar chino Chang'e 4, que opera en la cara oculta de la Luna, asì como de su orbitador Queqiao, que actùa como enlace de comunicaciones con la Tierra. El módulo se posó en enero de 2.019.
"Fue la primera vez que se logró un alunizaje suave en la cara oculta y supuso todo un éxito", apunta Bernard Foing, director ejecutivo del Grupo de Trabajo Internacional de Exploraciòn Lunar y planetòlogo de la Universidad de Àmsterdam.

Tanto el módulo como el orbitador chinos cuentan con antenas de radio.
Sin embargo, las del orbitador, construidas junto a científicos holandeses, no se han desplegado por completo, y la única antena del módulo se ve afectada por las interferencias causadas por el resto de sus sistemas electrónicos.
Las futuras sondas lunares podrían incluir en su construcciòn un blindaje adicional para poder minimizar tales interferencias.
Otros planes incluyen diseminar múltiples antenas a lo largo de decenas o cientos de kilómetros en la cara oculta de la Luna.

El siguiente paso tendrà lugar el próximo mes de octubre con el lanzamiento del Observador de Radio de la Vaina del Fotoelectrón en la superficie lunar (ROLSES), una sonda desarrollada por el sector privado y aprobada por la NASA para analizar las interferencias de radio causadas por el suelo de la Luna.
Aunque aterrizarà en el océano de las Tormentas, en la cara visible, la misión resultarà clave para los futuros proyectos que persigan detectar señales de radio en la cara oculta.

Continuará con una tercera y ùltima parte.

Un saludo.