domingo, noviembre 30, 2008

Evolución humana y tectónica de placas

Parecería que, en última instancia, las fuerzas internas de la Tierra fueron responsables por la evolución humana.

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Valle del Rift, en África.

© dailygalaxy.com

Por mucho tiempo, los científicos se han focalizado en la forma en que el clima y la vegetación de África han influido en el desarrollo de la especie humana.

Pero desde hace poco, algunos geólogos de la universidad de Utah han prestado atención nuevamente a la idea de que los procesos que formaron montañas y valles también crearon medioambientes que favorecieron el surgimiento de la humanidad.

Los esposos Royhan y Nahid Gani, dos investigadores del Instituto de Energía y Geociencia de dicha universidad sostienen en un artículo publicado por Geotimes que la acelerada elevación de las tierras altas y montañas que se extienden desde Etiopía hasta Sud África bloqueó buena parte de la humedad oceánica, convirtiendo lo que alguna vez había sido una lujuriosa selva tropical en una colcha de retazos de bosques y sabanas que favorecieron gradualmente a los ancestros humanos que bajaron de los árboles y comenzaron a caminar erguidos, una forma energéticamente eficiente de recorrer áreas más grandes en busca de alimento, en un medioambiente árido.

El Valle del Rift del África oriental corre por algo más de 6 000 kilómetros desde la meseta de Etiopía en el norte hasta la meseta de Karoo en Sud África, al sur y llega a tener unos 600 kilómetros de ancho. Es conocido por los muchos fósiles de ancestros de humanos que allí se han encontrado.

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Aquí vemos la cadena de tierras altas y cordilleras que los geólogos de la Universidad de Utah llaman “el muro de África”. Las zonas altas están coloreados en tonos rojizos, y las más bajas en verde y azul.

© Nahid Gani

En forma paralela al valle se extiende una cadena de tierras altas y montañas a la que los Gani, un equipo matrimonial de investigadores que se conocieron en el colegio en su nativa Bangladesh, denominan “el muro de África”, y que alcanza máxima elevación en la cima del Kilimanjaro, a unos 5 900 metros de altitud.

Royhan Gani recuerda que “a causa de los movimientos de la corteza terrestre en África Oriental, el paisaje cambió drásticamente a lo largo de los últimos siete millones de años. Este paisaje controlaba el clima a escalas regionales y locales. El cambio climático impulsó la evolución de los simios ancestros de los humanos”, y agrega: “la naturaleza construyó este muro, y los humanos pudieron evolucionar, erguirse y pensar en grande”.

Según los investigadores, fueron el paisaje y la vegetación variables que resultaron de la formación del Muro de África los que crearon una barrera topográfica contra la humedad y resecaron el clima. Al contrario de los ciclos climáticos globales, estos cambios climáticos africanos fueron locales y sus tiempos se correspondieron con la elevación del terreno en diferentes épocas.

Las modificaciones no se produjeron en todas partes del África Oriental al mismo tiempo, y también sucedieron más tarde que en otros lugares del mundo.

El estudio cubrió un área de aproximadamente 500 x 500 kilómetros en la meseta etíope, la zona más prominente del Muro de África, y llegó a la conclusión de que hubo períodos de elevación y sumisión bajos y/o moderados hace entre 29 millones y 10 millones de años, seguidos por otros hace entre 10 millones y 6 millones de años.

Sin embargo, el elevamiento más rápido de la meseta etíope (en algo así como 950 metros) ocurrió entre 6 millones y 3 millones de años atrás.

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Nahid y Royhan Gani, parados en la meseta etíope cerca del Cañón del Nilo, que fuera excavado por el Nilo Azul.

© Solomon Gera

Otras investigaciones demuestran que la parte keniana del muro se elevó principalmente entre 7 millones y 2 millones de años atrás, mientras que las montañas de Tangañica y de Malawi se formaron hace entre 5 millones y 2 millones de años y el extremo más austral desarrolló casi toda su elevación durante los pasados 5 millones de años.

La formación del “Muro de África” jugó un papel prominente en la aridificación del este de África, y el período coincide con la evolución de los ancestros de los humanos en el área.

Royhan Gani dice que la primera evidencia indiscutible de bipedalismo aparece hace 4,1 millones de años en el Australopithecus anamensis, aunque algunos investigadores creen que esa característica apareció mucho más temprano, hace 6 o 7 millones de años, y que si bien el clima afectó la evolución humana, el proceso respondió a cambios climáticos globales, tales como los causados por los cambios cíclicos de la órbita terrestre alrededor del Sol, y no de cambios regionales como el propuesto por el matrimonio Gani.

Los Gani especulan que la formación de estos medioambientes variados “podría también ser responsable, en una etapa posterior, de que los homininos desarrollaran un cerebro más grande como forma de enfrentar con estos paisajes cambiantes” en los cuales debían buscar alimento y sobrevivir a los depredadores.

Por ahora, Royhan Gani reconoce que la carencia de marcos temporales más precisos hace difícil relacionar eventos tectónicos específicos con el desarrollo del bipedalismo, de cerebros más grandes o de otros pasos cruciales en la evolución humana.

“Pero todo sucedió dentro del período exacto”, dice. “Ahora debemos precisarlo”.

HOMININOS:

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Relaciones filogenéticas de los hominoideos.

© sindioses.org

Según la taxonomía cladística (los científicos llaman “clado” a una línea evolutiva que incluye al descendiente final y a todos sus ascendientes), una forma de clasificación moderna basada en el análisis filogenético (el estudio de las relaciones evolutivas entre los organismos), el ser humano actual, Homo sapiens sapiens es incluido dentro de los homininos.

El término “Homininos” (en latín: Homininae) comprende a una sub-familia de la familia de los Homínidos (Hominidae) que incluye a los seres humanos (Homo) y a sus ancestros extintos (Ardipihtecus, Paranthropus y Australopithecus), como así también a los gorilas y a los chimpancés, es decir, a todos los primates bípedos.

La otra sub-familia de los homínidos es la de los póngidos (Ponginae), que corresponde a los orangutanes. Ambas sub-familias se separaron hace unos 11 millones de años.

A su vez, la sub-familia de los homininos se divide en dos tribus: Gorillini (gorilas) y Hominini (seres humanos y chimpancés). Las dos tribus homininas se separaron hace unos 7 millones de años.

Más tarde, hace unos 5 millones de años, la tribu de los homininos se separó diferenciándose en dos géneros: Pan (los chimpancés) y Homo (los seres humanos actuales y sus antepasados).

El Valle del Rift:

El Valle del Rift (del inglés: “fisura”, “escisión”) es una gran fractura de la corteza continental que está dividiendo en dos al continente africano. Las fuerzas que la producen comienzan en las profundidades de nuestro planeta, donde un súper penacho de roca fundida se ha estado elevando por más de 30 millones de años, separando a las placas africana y árabe y formando en el proceso, además del valle, al mar Rojo y al golfo de Adén.

Dentro de unos 10 millones de años, el valle se convertirá en una dorsal oceánica como la que hace 200 millones se formó por la división de Gondwana en los actuales continentes de África y Sudamérica y que corre por el medio del Atlántico sur (la porción norte de la dorsal atlántica marca la partición de Laurasia en América del Norte y Eurasia); el océano Índico inundará el valle del Rift y eventualmente se formará un nuevo océano entre los restos supervivientes del continente africano.

Una buena explicación con diagramas de este tipo de contacto (llamado divergente) entre placas tectónicas y del proceso de división continental y formación de dorsales oceánicas puede encontrarse en esta página de la UNAM.

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”evolución_humana”

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Fuentes utilizadas:
- Daily Galaxy
- Universidad de Utah
- Sin Dioses.org
- Quinta Dimensión
- Wapedia
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sábado, noviembre 29, 2008

Los minerales evolucionaron con la vida

Hasta dos tercios de los más de 4 000 tipos de minerales conocidos en la Tierra pueden estar directa o indirectamente relacionados con la actividad biológica.

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La evolución de organismos con esqueletos mineralizados, tales como los de este trilobites fósil, tuvieron un profundo impacto de los tipos de rocas y minerales formados en la superficie terrestre.

© Robert Hazen

Robert Hazen y Dominic Papineau del Laboratorio Geofísico del Instituto Carnegie, junto a otros seis colegas, revisaron los procesos físicos, químicos y biológicos que transformaron gradualmente a una doce de diferentes minerales primordiales contenidos en los antiguos gránulos de polvo interestelar en las miles de especies minerales de la Tierra actual. A diferencia de las especies biológicas, cada especie mineral está definida por sus características conformación química y estructura cristalina.

”Es una forma diferente de mirar a los minerales, con respecto a las aproximaciones tradicionales”, dice Hazen. “La evolución mineral es obviamente diferente a la evolución darwiniana; los minerales no mutan, ni se reproducen, ni compiten como los organismos vivos. Pero encontramos que tanto la variedad como las abundancias relativas de los minerales han cambiado dramáticamente a lo largo de más de 4 500 millones de años de la historia terrestre”.

Desde el principio, todos los elementos químicos estaban presentes en el polvo primordial del sistema solar, pero comparativamente formaban pocos minerales. Solamente después de que se conformaron los cuerpos grandes, como el Sol y los planetas, existieron los extremos de temperatura y presión requeridos para forjar una gran diversidad de especies minerales. También, muchos elementos estaban demasiado dispersos en las nubes originales de polvo como para solidificarse en cristales minerales.

A medida de que el sistema solar tomaba forma por medio del “aglutinamiento gravitatorio” de cuerpos pequeños e indiferenciados, fragmentos de los cuales podemos encontrar todavía en forma de meteoritos, hicieron su aparición unos 60 minerales diferentes.

Cuerpos más grandes, de tamaño planetario, y especialmente aquellos con actividad volcánica y cantidades significativas de agua, pudieron haber dado lugar a la formación de varios centenares de especies minerales nuevas. Marte y Venus, que según las estimaciones de Hazen y sus colaboradores poseen al menos unas 500 especies minerales diferentes en sus rocas superficiales, parecen haber alcanzado esta etapa en su evolución mineral.

Sin embargo, únicamente en la Tierra (al menos en nuestro sistema solar) la evolución mineral progresó hasta las etapas siguientes. Un factor clave fue el movimiento revulsivo del interior del planeta por la tectónica de placas, un proceso que impulsa el lento desplazamiento de los continentes y de las cuencas oceánicas a lo largo del tiempo geológico. En el caso único de la Tierra, la tectónica de placas creó nuevos tipos de medioambientes físicos y químicos donde se podían formar minerales, y por lo tanto impulsó la diversidad mineral hasta alcanzar más de mil especies.

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El Gran Evento de Oxidación (2500-1900 millones de años atrás). Los microorganismos fotosintéticos elevaron el nivel del oxígeno atmosférico, y causaron la formación de bandas de minerales oxidados.

© Robert Hazen

Pero lo que finalmente causó el mayor impacto en la evolución mineral fue el origen de la vida, hace unos cuatro mil millones de años. “De las aproximadamente 4 300 especies minerales conocidas en la Tierra, quizás dos tercios de ellas tienen influencias biológicas”, dice Hazen. “Esto es principalmente por causa de nuestra atmósfera rica en oxígeno, que a su vez es producto de la fotosíntesis realizada por algas microscópicas”. Muchos minerales importantes son producto de la erosión oxidante, incluyendo las concentraciones de hierro, cobre, y muchos otros metales.

Los microorganismos y las plantas aceleraron también la producción de diversos minerales arcillosos. En los océanos, la evolución de organismos con caparazones y esqueletos mineralizados generó gruesos depósitos sedimentarios de minerales como la calcita, que serían poco comunes en un planeta sin vida.

“Por al menos 2 500 millones de años, y posiblemente desde el surgimiento de la vida, la mineralogía de la Tierra ha evolucionado en paralelo con la biología”, dice Hazen. “Una implicación de este descubrimiento es que las observaciones remotas de la mineralogía en otras lunas y planetas pueden proporcionar evidencias clave de influencias biológicas más allá de la Tierra”.

El geólogo Gary Ernst de la universidad de Stanford expresó que este estudio era “sobrecogedor”, al decir que “la perspectiva única presentada en este artículo puede revolucionar la forma en que los científicos terrestres miran a los minerales”.

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”evolución_humana”

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Artículo original: “Mineral kingdom has co-evolved with life”
Fecha: Noviembre 11, 2008
Enlace con el artículo original:
aquí
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miércoles, noviembre 26, 2008

Dulce posibilidad para la vida extraterrestre

Descubren en nuestra galaxia una molécula de azúcar relacionada con el origen de la vida.

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Moléculas galácticas.

© NASA

Científicos informan haber localizado en una zona relativamente hospitalaria de nuestra galaxia una molécula orgánica de azúcar que está directamente relacionada con el origen de la vida.

El gliceraldehído es una molécula de azúcar simple (monosacárido) con enlaces significativos con el origen de la vida, ya que puede reaccionar para formar ribosa, un constituyen clave del ARN (ácido ribonucleico).

“Es un descubrimiento importante porque es la primera vez que el gliceraldehído, un azúcar básica, ha sido detectado en la dirección de una región de formación estelar, donde es posible que existan planetas que, potencialmente, podrían albergar vida”, dijo la Dra. Serena Viti, del University College de Londres y una de los autores del artículo.

El hallazgo podría representar un paso positivo en la búsqueda de vida extraterrestre, ya que una amplia difusión de la molécula mejora las posibilidades de que existan junto a ella otras moléculas vitales para la vida en regiones donde podrían existir planetas tipo Tierra.

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Molécula de gliceraldehído.

© IRAM

El gliceraldehído fue descubierto por primera vez en el centro galáctico en el año 2000. Sin embargo, las condiciones extremas allí existentes hicieron que los científicos no estuvieran seguros de que la molécula se pudiera formar en el resto de la galaxia.

A los efectos de encontrar una respuesta más definitiva, María Teresa Beltrán de la universidad de Barcelona y algunos colegas apuntaron el conjunto de radiotelescopios de Plateau de Bure en dirección de una gran región de formación estelar llamado G31.41+031, localizado a una distancia de unos 26 000 años-luz.

La región, conocida como un núcleo molecular caliente, está densamente poblada por estrellas recién formadas. El equipo descubrió varias firmas de radio y de microondas de la presencia de gliceraldehído dentro de la radioemisión proveniente del núcleo.

Cuando se compararon estas firmas espectrales con un modelo computacional de cómo las moléculas se forman en diminutos granos de polvo, los datos sugirieron que el gliceraldehído tiene unos pocos miles de años de edad.

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Interferómetro de Plateau de Bure.

© Rebus

Claudio Codella, del Instituto de Radioastronomía en Florencia, Italia, y co-autor del artículo, dijo que la importancia del descubrimiento radica en el hecho de que el gliceraldehído ha sido detectado en una región donde se espera que haya planetas orbitando las nuevas estrellas, y esos planetas podrían ser una cuna para la vida.

“El descubrimiento de una molécula orgánica de azúcar en una región de formación estelar es algo muy emocionante y proporcionará una información increíblemente útil para nuestra búsqueda de vida extraterrestre”, dijo el profesor Keith Mason, Jefe Ejecutivo del Consejo de Instalaciones Científicas y Tecnológicas.

Se necesitará más investigación para buscar moléculas complejas que hasta ahora han sido observadas únicamente en el centro galáctico.

“La búsqueda de moléculas prebióticas en regiones de formación estelar está todavía en sus etapas iniciales, pero ahora la puerta ha quedado abierta”, dice el co-autor Roberto Neri, un astrónomo del Instituto de Radioastronomía Milimétrica, hogar de la instalación Plateau de Bure. Y agrega: “Creo que aparecerán muchas más de estas moléculas en el futuro”.

El descubrimiento, financiado parcialmente por el Consejo de Instalaciones Científicas y Tecnológicas del Reino Unido, ha sido publicado en Astrophysical Journal Letters.


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Artículo original: “Galactic Molecule Could Point To Signs Of Alien Life”
Fecha: Noviembre 25, 2008
Enlace con el artículo original:
aquí
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martes, noviembre 25, 2008

Océanos en el antiguo Marte

Científicos de la universidad de Arizona dicen que hasta un tercio de la superficie marciana pudo haber estado cubierto por las aguas.

Un equipo internacional de investigadores que analizó datos proporcionados por el Espectrómetro de Rayos Gamma (GRS = Gamma Ray Spectrometer) a bordo de la nave Mars Odyssey de la NASA informa sobre nueva evidencia que apoya la controversial idea de que los océanos cubrieron alguna vez casi un tercio del antiguo Marte.

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Este mapa 3D superpone datos en rayos gamma del GRS del Mars Odyssey sobre datos topográficos del altímetro láser del Mars Global Surveyor. La flecha roja indica los volcanes escudo de las alturas de Elysium en el norte de Marte, vistos oblicuamente hacia el sudeste. Los colores azul a violeta marcan las áreas pobres en potasio. Los colores rojo a amarillo marcan los depósitos sedimentarios ricos en potasio de las tierras bajas debajo de los lugares de descenso del Mars Pathfinder (PF) y Viking 1 (V1).

© Universidad de Arizona

“Comparamos los datos del Espectrómetro de Rayos Gamma sobre potasio, torio y hierro por encima y por debajo de una línea costera que según se cree marcó un antiguo océano que cubrió un tercio de la superficie marciana, y en una línea costera interior que suponemos que marcó un océano menor y más joven”, dijo el geólogo planetario James M. Dohm de la universidad de Arizona, quien lideró la investigación internacional.

El GRS a bordo del Mars Odyssey, dirigido por William Boynton del Laboratorio Lunar y Planetario de la Universidad de Arizona, tiene la capacidad única de detectar elementos enterrados hasta una profundidad de unos 30 centímetros debajo de la superficie, gracias a los rayos gamma que emiten. Esta capacidad llevó en 2002 al emocionante descubrimiento de agua-hielo cercana a la superficie a lo largo de buena parte de las latitudes altas de Marte.

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Mars Odyssey

© NASA / JPL

Los resultados del Mars Odyssey y de otras naves sugieren que las condiciones acuosas del pasado probablemente derramaron, transportaron y concentraron elementos tales como el potasio, el torio y el hierro. Dohm dijo: “Las regiones por encima y por debajo de los dos límites costeros son como cortes de pastel que pueden ser comparados con las regiones sobre los límites, así como sobre toda la región”.

La línea costera interior, más joven, es evidencia de que un océano con unas diez veces el tamaño del Mar Mediterráneo, o aproximadamente igual al tamaño de América del Norte, existió en las llanuras septentrionales de Marte, hace unos pocos miles de millones de años. La línea más grande y más antigua que cubrió un tercio de Marte contuvo un océano unas veinte veces más grande que el Mediterráneo, según estimación de los investigadores.

Las áreas ricas en potasio, torio y hierro ocurren debajo de los límites paleo-oceánicos joven y antiguo con respecto a la totalidad de la región, dijeron. Los científicos utilizaron datos del altímetro láser del Mars Global Surveyor para los mapas topográficos de las regiones que estudiaron.

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Localización de la región volcánica de Tharsis y el Valles Marineris en el contexto de un hipotético gran océano antiguo y de un más reciente y pequeño océano en las llanuras bajas del norte.

© Universidad de Arizona

Los investigadores informan sobre sus hallazgos en su artículo “GRS Evidence and the Possibility of Paleo-oceans on Mars”. Este artículo será publicado en una edición especial de Planetary and Space Science, que surge de un taller de trabajo en 2007 sobre Marte y sus análogos terrestres que tuvo lugar en Trento, Italia.

El debate científico sobre la posible existencia de antiguos océanos marcianos marcados por líneas costeras fue iniciado por varios estudios hace casi 20 años. En uno de esos estudios, realizado por Baker y sus colegas del Laboratorio Lunar y Planetario de la universidad de Arizona, propuso que hace unos pocos miles de millones de años magma en erupción provocó inundaciones más grandes que las del río Amazonas. Estas inundaciones se estancaron en las tierras bajas del norte marciano, formando ríos y lagos que causaron condiciones relativamente más cálidas y húmedas que duraron decenas de miles de años.

Los investigadores son impulsados a comprender cuándo y cómo existió agua en Marte porque la misma es crucial para la vida.

Las imágenes obtenidas por naves espaciales desde el Mariner 9 a principios de la década de 1970 y los orbitadores Viking a fines de la misma década, mostraron una amplia evidencia de un pasado acuoso en Marte.

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Mars Global Surveyor (Topógrafo Global Marciano)

© NASA

Las fotografías y otra información proporcionada por una flotilla de orbitadores estadounidenses y europeos han afinado los detalles en los últimos años. Los resultados de las naves Mars Global Surveyor, Mars Odyssey, Mars Express y Mars Reconnaissance Orbiter destacan un paisaje marciano esculpido por el agua y el hielo.

Los científicos que estudian las imágenes de estas naves tienen trabajo para confirmar estas “líneas costeras”, porque las costas marcianas lucen diferentes a las terrestres.

Las costas de nuestro planeta son principalmente el resultado de mareas poderosas causadas por la interacción gravitatoria entre la Tierra y la Luna, pero Marte carece de un satélite de buen tamaño. Otra diferencia es que los lagos o mares marcianos podrían haberse formado en su mayor parte por flujos gigantescos y sedimentos licuefaccionados. Y aún otra diferencia es que los océanos del planeta rojo pudieron haber estado recubiertos por hielo, lo que habría impedido la acción de las olas.

“El GRS agrega información clave para la perdurablemente sostenida controversia sobre los océanos de Marte”, dijo Dohm. “Pero es probable que el debate continúe en el futuro, quizás incluso hasta cuando los científicos puedan finalmente caminar sobre la superficie marciana con instrumentos en sus manos y con una red de sistemas robóticos espaciales, aéreos y en tierra más inteligentes a su disposición”.

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Artículo original: “Gamma-Ray Evidence Suggests Ancient Mars Had Ocean”
Por Nori Stiles
Fecha: Noviembre 17, 2008
Enlace con el artículo original:
aquí
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lunes, noviembre 24, 2008

Las fronteras de la vida

Descubren nuevas formas de vida en las profundidades del mar y del hielo.

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Por largo tiempo, los científicos han sabido que la vida puede existir en medioambientes muy extremos. Pero la Tierra continúa sorprendiéndonos.

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El lago Vostok en la Antártida es similar al lago Ontario, con aproximadamente 14 000 kilómetros cuadrados.

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En un encuentro de la Fundación Europea de Ciencias y COST (European Cooperation in the field of Scientific and Technical Research = Cooperación europea en la campo de la investigación científica y técnica) llevado a cabo en Sicilia en el pasado mes de octubre, los científicos describieron ecosistemas aparentemente productivos en dos lugares en los que previamente no se conocía la existencia de vida, debajo de la capa de hielo antártico y sobre los lagos de sal concentrada debajo del Mediterráneo. En ambos casos, innumerables y diminutos microbios se fijan o se sostienen sobre cantidades de carbono orgánico lo suficientemente grandes como para ser significativas en el ciclo global de carbono.

Lagos bajo el hielo

Brent Christner de la universidad del estado de Louisiana habló en la conferencia sobre microbios que viven dentro y debajo del hielo de la Antártida. En la última década, los científicos han descubierto lagos de agua líquida debajo de la capa de hielo antártico. Hasta ahora conocemos unos 150 lagos, pero probablemente este número aumentará cuando se haya inspeccionado la totalidad del continente. Estos lagos son el resultado del calor geotermal atrapado por el grueso hielo, licuándolo desde abajo, y de la enorme presión del hielo que está más arriba, que disminuye el punto de licuefacción del agua.

El mayor de los lagos sub-superficiales, el lago Vostok, se encuentra debajo del lugar más frío del planeta, donde la temperatura en la superficie baja a menudo de los sesenta grados centígrados. “Es el mayor lago de agua dulce del mundo en volumen, y tiene aproximadamente el tamaño del lago Ontario”, dice Christner. “Si se estuviera en un bote en el medio del lago, no se podrían ver las líneas de la costa”.

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Se cree que el lago Vostok contiene agua con millones de años de edad, que puede ser el hogar de antiguos organismos. Este cuerpo escondido de agua tiene el tamaño del lago Ontario.

© LDEO Columbia University

Christner ha examinado la vida microbiana en núcleos de hielo provenientes del lago Vostok y de otros muchos lugares en el mundo. Si bien todavía falta tomar muestras directas del agua de los lagos sub-glaciales antárticos, aproximadamente los 80 metros inferiores de los núcleos de hielo del Vostok representan agua del lago que se ha congelado progresivamente en la base a medida que la capa de hielo atraviesa lentamente el lago. “Las células microbianas y las concentraciones de carbono orgánico en este hielo agregado son significativamente mayores que aquellas en el hielo que está más arriba, lo que implica que el medioambiente sub-glacial es la fuente”, dice Christner.

Basado en mediciones acumuladas de microbios en el medioambiente sub-glacial, calcula que las concentraciones de células y de carbono orgánico en las capas de hielo de la Tierra, o “criosfera”, pueden ser cientos de veces mayores que las que se encuentran en todos los sistemas de agua dulce del planeta. “Actualmente no se considera al hielo glacial como un reservorio de carbono orgánico y de biología”, dice Christner, “pero esa visión tiene que cambiar”.

Sal debajo del mar

Debajo del Mediterráneo acecha una sorpresa similar. Michail Yakimov del Instituto de Medioambiente Marino Costero, en Messina, Italia, es el líder de proyecto para el programa EuroDEEP de la Fundación Europea de Ciencias sobre las funciones del ecosistema y la biodiversidad en el mar profundo. Su equipo estudia los lagos de solución salina concentrada, conocidos como cuencas anóxicas hipar-salinas, en el fondo del Mediterráneo. Han descubierto comunidades microbianas extremadamente diversas en las superficies de esos lagos.

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Hace mucho tiempo, el movimiento de los continentes y los cambiantes niveles del mar pueden haber aislado al Mediterráneo de los océanos que lo rodean, permitiendo que el agua se evaporara completamente.

© Nova Scotia Museum

Las cuencas anóxicas, llamadas así porque están desprovistas de oxígeno, ocurren a 3 000 metros debajo de la superficie y son de cinco a diez veces más salinas que el agua de mar.

Una teoría sugiere que existen únicamente en el Mediterráneo, porque este mar se evaporó totalmente después de ser separado del Atlántico, hace unos 250 millones de años. Su sal se convirtió en una capa de roca salina, llamada evaporita, que luego fue enterrada por sedimentos llevados por el viento. Ahora que el mar se ha llenado nuevamente, la capa de sal ha sido expuesta en algunos lugares, quizás por pequeños maremotos, y las sales del antiguo Mediterráneo se han disuelto otra vez, haciendo que el agua sea muy salobre.

A pesar de las duras condiciones, estas salmueras hipar-salinas han demostrado poseer un amplio rango de comunidades microbianas. Junto a otros socios internacionales, el equipo de Yakimov ya ha identificado a más de diez nuevos linajes de bacterias y arqueas (estos últimos son organismos parecidos a las bacterias), en lo que ellos han denominado Salmuera Marina Mediterránea.

Divisiones lacustres

Hay una gran cantidad de vida en la frontera entre las cuencas concentradas y el agua marina ordinaria. “A causa de su muy alta densidad, la salmuera no se mezcla con el agua de mar”, explica, “y hay una interfase bien definida, de aproximadamente un metro de espesor”.

En esa capa, la diversidad microbiana es increíblemente rica. La investigación muestra que estos microbios sobreviven principalmente por la oxidación de sulfuros. Como las comunidades de los conductos hidrotermales en el océano profundo, pueden sobrevivir con independencia de la luz solar y del oxígeno, pero son un contenedor importante de carbono orgánico.

“Las comunidades microbianas del Mediterráneo fijan tanto o más dióxido de carbono cada año que las de las capas superficiales”, dice Yakimov. “Este sumidero de carbono debe ser tenido en cuenta en la escala global”.



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Artículo original: “Life at the Boundaries”
Fecha: Noviembre 19, 2008
Enlace con el artículo original:
aquí
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domingo, noviembre 23, 2008

Posible fotografía de exoplaneta en Beta Pictoris

Comunicado de Prensa ESO PR 42/08.

Continúa la cascada de fotografías directas de exoplanetas, esta vez a cargo del Observatorio Austral Europeo (ESO), en Chile.

Un equipo de astrónomos franceses que utilizó el Telescopio Muy Grande (VLT) de ESO ha descubierto un objeto localizado muy cerca de la estrella Beta Pictoris, y que aparentemente se encuentra dentro de su disco.

Con una distancia proyectada a la estrella de apenas 8 veces la existente entre la Tierra y el Sol, este objeto es muy probablemente el planeta gigante que se sospechaba que allí había a causa de la forma peculiar del disco y de las previamente observadas caídas de cometas hacia la estrella. Sería entonces la primera imagen de un planeta que se encuentra a una distancia de su estrella similar a la de Saturno con el Sol.

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ESO PR Photo 42b/08 – Beta Pictoris vista en el infrarrojo.

Imagen compuesta de la zona que rodea a Beta Pictoris vista en infrarrojo. La parte exterior muestra la luz reflejada en el disco de polvo, observada en 1996 con ADONIS en el telescopio ESO de 3,6 mts; la parte interior es la observada con NACO en el VLT. El área corresponde a 0,44 arcosegundos del cielo, o sea el ángulo sostenido por una moneda de un euro vista a 10 kilómetros. Ambas partes fueron obtenidas con telescopios de ESO equipados con óptica adaptable.

© ESO/A.-M. Lagrange et al.

La caliente estrella Beta Pictoris es uno de los ejemplos mejor conocidos de estrellas rodeadas por un disco de “escombros”. Estos discos están compuestos por el polvo resultante de las colisiones entre cuerpos más grandes, tales como embriones planetarios o asteroides. Son una versión más grande del polvo zodiacal de nuestro sistema solar.

Este disco fue el primero en ser fotografiado (en fechas tan tempranas como 1984) y continúa siendo el sistema más estudiado. Observaciones anteriores mostraban una combadura o alabeo en el disco, un segundo disco inclinado y cometas que caían hacia la estrella. “Estos son signos indicadores indirectos que sugieren fuertemente la presencia de un planeta masivo ubicado a entre 5 y 10 veces la distancia media Tierra-Sol, con respecto a su estrella central”, dice la líder del equipo Anne-Marie Lagrange. “Sin embargo, el estudio de la región interior misma del disco, tan cerca de la refulgente estrella, es una tarea ímproba”.

En 2003 el equipo francés utilizó el instrumento NAOS-CONICA (o NACO [1]), montado en una de las Unidades Telescopio de 8,2 metros del Telescopio Muy Grande de ESO, para beneficiarse tanto de la alta calidad de imagen proporcionada por el sistema de óptica adaptable en las longitudes de onda del infrarrojo como de la buena dinámica ofrecida por el detecto, a los efectos del estudio de los alrededores inmediatos de Beta Pictoris.

Recientemente, un miembro del equipo analizó nuevamente los datos con un procedimiento diferente en búsqueda de trazas de algún compañero de la estrella. De hecho, las longitudes de onda del infrarrojo son muy aptas para tal trabajo.

“En este caso, el verdadero reto era identificar y sustraer tan precisamente como sea posible el brillante halo estelar”, explica Lagrange. “Pudimos lograrlo luego de una selección drástica y precisa de las mejores imágenes registradas durante nuestras observaciones”.

La experiencia probó ser muy provechosa, ya que los astrónomos pudieron distinguir un tenue resplandor puntual bien dentro del halo de la estrella. Para eliminar la posibilidad de que fuera algo creado por el telescopio y no un objeto real, se realizó toda una batería de comprobaciones y varios miembros del equipo, utilizando tres métodos diferentes, realizaron el análisis en forma independiente, siempre con el mismo resultado. Más aún, el objeto compañero también fue descubierto en otro conjunto de datos, fortaleciendo aún más la conclusión a la que arribó el equipo: el compañero es real.

“Nuestras observaciones apuntan a la presencia de un planeta gigante, unas 8 veces más masivo que Júpiter y con una distancia proyecta hasta su estrella de alrededor de 8 veces la distancia Tierra-Sol, es decir, aproximadamente igual a la distancia Saturno-Sol en nuestro sistema” [2], dice Lagrange.

“Sin embargo, todavía no podemos descartar definitivamente que el candidato a compañero pueda ser un objeto que esté en primer plano o en el fondo”, previene el co-autor Gael Chauvin. “Para eliminar esta pequeñísima posibilidad necesitaremos realizar nuevas observaciones que confirmen la naturaleza del descubrimiento”.

El equipo también escudriñó en los archivos del Telescopio Espacial Hubble, pero no pudo ver nada, “mientras que la mayoría de los posibles objetos de primer o segundo plano habrían sido detectados”, remarca otro miembro del equipo, David Ehrenrecich.

El hecho de que el candidato a compañero se encuentre en el plano del disco también implica fuertemente que está unido a la estrella y en su disco protoplanetario.

“Más aún, el candidato a compañero muestra exactamente la masa y la distancia a su estrella principal necesarias para explicar todas las propiedades del disco. Esto es claramente otro clavo en el féretro de la hipótesis de falsa alarma”, agrega Lagrange.

Cuando sea confirmado, este candidato a compañero será el planeta más cercano a su estrella que haya sido fotografiado hasta la fecha. En particular, estará ubicado dentro de las órbitas de los planetas exteriores del sistema solar. De hecho, ya han sido fotografiados varios otros candidatos planetarios, pero todos están localizados más lejos de su estrella principal; si se lo colocara en nuestro sistema solar, estaría cerca o un poco más allá de la órbita del planeta más lejano, Neptuno.

Los procesos de formación de estos planetas distantes son, probablemente, bastante diferentes de los de nuestro sistema solar y de Beta Pictoris.

“La fotografía directa de planetas extrasolares es necesaria para comprobar los varios modelos de formación y evolución de sistemas planetarios. Pero este tipo de observaciones recién está comenzando. Limitadas actualmente a los planetas gigantes que orbitan alrededor de estrellas jóvenes, con los nuevos instrumentos del VLT y la próxima generación de telescopios ópticos, se extenderán en el futuro para la detección de planetas más fríos y viejos”, concluye el miembro del equipo Daniel Rouan.

Con apenas 12 millones de años de edad, la “estrella bebé” Beta Pictoris se encuentra localizada a unos 70 años-luz de nosotros, en la dirección de la constelación de Pictor (el Pintor).

NOTAS

[1] NACO es uno de los instrumentos del VLT de ESO que hacen uso de la óptica adaptable (AO = Adaptive Optics). Estos sistemas trabajan por medio de un espejo deformable controlado por computadora que contrarresta la distorsión de la imagen inducida por la turbulencia atmosférica (véase, en inglés: ESO Press Release 25/01).

[2] Los astrónomos únicamente pueden ver la separación proyectada entre la estrella y el planeta (es decir, la separación proyectada en el plano del cielo).

MÁS INFORMACIÓN

"A probable giant planet imaged in the β Pictoris disk. VLT/NACO Deep L-band imaging", por A.-M. Lagrange et al., 2008, Carta al Editor de Astronomy and Astrophysics, en prensa (un archivo PDF puede ser descargado aquí).

El equipo está compuesto por A.-M. Lagrange, G. Chauvin, D. Ehrenreich, y D. Mouillet (Laboratoire d'Astrophysique de l'Observatoire de Grenoble, Francia), D. Gratadour, G. Rousset, D. Rouan y E. Gendron (LESIA, Observatoire de Paris, Francia), T. Fusco, y L. Mugnier (Office National d'Etudes et de Recherches Aérospatiales, Chatillon, Francia), F. Allard (Centre de Recherche Astronomique de Lyon, Francia), y el Consorcio NAOS.

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Últimos comunicados de prensa de ESO publicados en este blog:

- ESO PR 41/08: Observan materia desgajada por agujero negro.
- ESO PR 40/08:
APEX examina una guardería estelar.
- ESO PR 39/08: Un mar de galaxias distantes.
- ESO PR 37/08: El enorme corazón de una nube color vino.
- ESO PR 36/08: Agujeros negros variables.

VLT

VLT de ESO en Paranal, Chile.

© ESO



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Artículo original: ESO Press Release 42/08.
Título: “Beta Pictoris planet finally imaged?”
Fecha: Noviembre 21, 2008
Enlace con el artículo original:
aquí
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sábado, noviembre 22, 2008

Encuentran glaciares subterráneos en Marte

El Orbitador de Reconocimiento de Marte ha descubierto enormes cantidades de hielo bajo la superficie del planeta rojo.

El radar del MRO (Mars Reconnaissance Orbiter = Orbitador de Reconocimiento de Marte) de la NASA ha revelado la existencia de vastos glaciares de hielo de agua protegidos por capas de escombros rocosos en latitudes mucho más bajas que las anteriormente identificadas.

glaciar_marciano

Concepción artística de un glaciar marciano.

© NASA/JPL

Estos glaciares se extienden por decenas de kilómetros a lo largo de bordes montañosos o precipicios. La capa de escombros de roca que los recubren puede haber preservado a estos glaciares subterráneos como remanentes de una capa de hielo que cubrió a las latitudes medias durante una pasada edad de hielo, y son similares a los descubiertos bajo la roca en la Antártida.

Según John M. Holt, de la universidad de Texas y autor principal del informe, estos glaciares representan el mayor reservorio de hielo de agua en Marte, fuera de las capas polares. Según agregó, “Uno solo de los rasgos estudiados es tres veces más grande que la ciudad de Los Ángeles y alcanza un espesor de hasta 800 metros. Y hay muchos otros. Además de su valor científico, podrían servir como fuente de agua para la futura exploración de Marte”.

Desde la época en que los Viking de la NASA los observaron por primera vez en la década de 1970, los científicos han estado perplejos por lo que ellos llaman “delantales”, unas áreas de pendiente suave que contienen depósitos rocosos en las bases de rasgos geográficos más altos. Habían elaborado una teoría en la cual estos delantales eran el resultado de flujos de escombros rocosos lubricados por una pequeña cantidad de hielo. Ahora, el radar del MRO les ha proporcionado una respuesta para el misterio.

El instrumento recibió ecos de radioondas que atravesaron los delantales y se reflejaron en una superficie más profunda sin perder energía, lo que era de esperar si estas áreas estuvieran compuestas por una capa espesa de hielo debajo de una cubierta rocosa relativamente delgada; si estos depósitos contuvieran una cantidad significativa de escombros rocosos no se habrían detectado reflejos de su interior.

Según Ali Safaenili, un miembro del equipo del radar de poca profundidad perteneciente al JPL (Jet Propulsion Laboratory = Laboratorio de Propulsión a Chorro), “… estos resultados apuntan a la presencia de grandes cantidades de hielo de agua en estas latitudes”.

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Mapa topográfico de Marte mostrando los muchos cráteres de las tierras altas (en azul las depresiones y en rojo las elevaciones). La enorme cuenca de Hellas Planitia es claramente visible abajo y a la izquierda.

© NASA/JPL

“Desarrollamos este instrumento para que pudiera operar en esta clase de terreno”, dijo Roberto Seu, jefe del equipo científico del instrumento en la universidad de Roma La Sapienza en Italia. “Ahora nuestra prioridad es examinar otros ejemplos de estos delantales para determinar si también están compuestos de hielo”.

Los investigadores informaron que los glaciares enterrados se encuentran en la región de Hellas Planitia, en el hemisferio sur marciano. El radar detectó también delantales similares que se extienden desde acantilados en el hemisferio norte.

Estos rasgos septentrionales se encuentran en las mismas bandas de latitud, entre los 35º y los 60º, que los meridionales, lo que apuntaría a un mecanismo climático para su explicación. En estas latitudes, el hielo debería haberse evaporado, si no estuviera protegido por la capa de escombros rocosos.

Para explicar la presencia de hielo en esos lugares, los científicos acuden a modelos climáticos en los cuales se tiene en cuenta el aumento de la inclinación del eje de rotación de Marte que sucede regularmente en algunos períodos. Durante esas épocas, capas de hielo podrían cubrir dichas latitudes marcianas, y los glaciares podrían ser fragmentos preservados de edades de hielo ocurridas hace millones de años.

En la Tierra, los glaciares subterráneos antárticos guardan registros de antiguos organismos y de la historia climática pasada; sus homólogos marcianos podrían servir para los mismos fines en la exploración del planeta rojo.

Hellas Planitia

Hellas_Planitia

La cuenca de impacto de Hellas Planitia

© NASA

La cuenca de impacto de Hellas Planitia (ver: Glosario Topográfico Planetario) es una enorme depresión ubicada en el hemisferio sur marciano, y con sus 2 300 kilómetros de diámetro y aproximadamente 7 kilómetros de profundidad es el cráter de impacto visible más grande del sistema solar, y por supuesto el mayor del planeta, si es que la Cuenca Borealis (ver: Diez misterios del sistema solar) no resulta ser también el producto de una gigantesca colisión planetaria.

Hellas está rodeada por un borde de unos dos kilómetros de alto sobre el nivel estándar topográfico de Marte, de modo que desde la cima del borde hasta el fondo del cráter hay 9 kilómetros de desnivel.

A esa profundidad, la presión atmosférica es de 11,55 milibares, un 89% más que la existente en el nivel estándar, pero todavía se encuentra sobre el punto triple del agua, lo que sugiere que la fase líquida de la misma sería transitoria (es decir, se evaporaría con el tiempo) si la temperatura se elevase más allá de los 0ºC.

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Mapa de elevaciones de Hellas Planitia.

© Wikipedia

Debido a su enorme tamaño y a su coloración contrastante con la del resto del planeta, Hellas Planitia fue uno de los primeros rasgos descubiertos por los telescopios terrestres. Fue Giovanni Schiaparelli quien le dio su nombre actual, Hellas, que en el idioma griego significa “Grecia”.

En la imagen de la izquierda podemos observar un mapa de elevaciones mostrando las diferentes altitudes de la región (rojo más alto, azul más bajo) con el elevado anillo de escombros que rodea al cráter, así como un diagrama de corte transversal que ilustra los diámetros del cráter y del anillo y las altitudes con respecto al nivel estándar. También se puede ubicar a esta zona dentro de las coordenadas del planeta.

Los científicos creen que la cuenca de Hellas Planitia se formó durante el período del “Bombardeo Pesado Tardío” de nuestro sistema solar, hace más de 3 900 millones de años, cuando un gran asteroide chocó contra la superficie del planeta rojo.

Mars Reconnaissance Orbiter (MRO)

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Representación artística del Orbitador de Reconocimiento de Marte (MRO), utilizando su radar para “ver” debajo de la superficie marciana.

© NASA/JPL

El Orbitador de Reconocimiento de Marte (MRO = Mars Reconnaissance Orbiter) despegó desde Cabo Cañaveral en 2005, con la misión de buscar evidencias de que el agua persistió durante un largo período en la superficie de Marte. Si bien otras misiones al planeta rojo ya habían demostrado de que alguna vez el agua fluyó sobre su superficie, sigue siendo un misterio si esas condiciones duraron el tiempo suficiente como para proporcionar un hábitat para la vida.

La misión MRO forma parte del Programa de Exploración de Marte de la NASA, cuyas metas científicas son: a) Determinar si la vida surgió alguna vez en el planeta rojo; b) Caracterizar el clima del planeta; c) caracterizar la geología de ese mundo; y d) Preparar la exploración humana de Marte.

Durante los dos primeros años de la misión científica principal, el MRO llevará a cabo ocho investigaciones diferentes, divididas en tres propósitos: cartografía global, prospección regional y estudios de alta resolución sobre puntos específicos de la superficie.

A esos efectos, la nave transporta seis instrumentos científicos, tres instrumentos de ingeniería y dos instalaciones de ciencia para experimentos:

Instrumentos científicos

- HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment = Experimento Científico de Fotografía de Alta Resolución): Esta cámara de luz visible revela objetos de pequeña escala en las capas de escombros de los barrancos y los detalles de la estructura geológica de los cañones, cráteres y depósitos sedimentarios.

- CTX (Context Camera = Cámara de contexto): Es una cámara gran angular que proporciona vistas amplias con el fin de proporcionar un contexto para el análisis de alta resolución de puntos clave estudiados por HiRISE y CRISM.

- MARCI (Mars Color Imager = Cámara de color de Marte): Es una cámara climatológica que monitorea las nubes y las tormentas de polvo.

- CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars = Espectrómetro de Imagen Compacto de Reconocimiento para Marte): Este instrumento separa la luz visible e infrarroja de sus imágenes en cientos de “colores” que identifican minerales, especialmente aquellos formados en la presencia de agua, en áreas superficiales no mucho mayores que un campo de fútbol.

- MCS (Mars Climate Sounder = Sonda Climática de Marte): Es un perfilador atmosférico que detecta variaciones verticales en las concentraciones de temperatura, polvo y vapor de agua en la atmósfera marciana. En 2006 surgió un error intermitente que ha sido corregido parcialmente, por lo que su escaneo se ha visto limitado a un rango de 122 grados de elevación.

- SHARAD (Shallow Radar = Radar de poca profundidad): Este radar resonante sondea debajo de la superficie de Marte para descubrir la presencia de agua en profundidades mayores a un metro.

Instrumentos de ingeniería

- Electra UHF Communications and Navigation Package (Paquete de Comunicaciones UHF y Navegación Electra): Electra permite que la nave actúe como un relé de comunicaciones entre la Tierra y los módulos de aterrizaje en Marte que pueden no tener un poder de radio suficiente como para comunicarse directamente con la Tierra.

- Optical Navigation Camera (Cámara de Navegación Óptica): Esta cámara fue probada para la mejora de capacidad de navegación en misiones futuras. Cámaras similares en orbitadores del futuro servirán como “ojos” interplanetarios de alta precisión para guiar a las naves que viajen hacia Marte.

- Ka-band Telecommunications Experiment Package (Paquete del Experimento de Telecomunicaciones en banda Ka): Durante la fase de crucero de la misión, MRO demostró el uso de una frecuencia de radio llamada “banda Ka” para mejorar las comunicaciones empleando una significativamente menor cantidad de energía.

Instalaciones para Experimentos Científicos

- Gravity Field Investigation Package (Paquete de investigación del campo gravitatorio): Al rastrear al orbitador durante la fase científica primaria, los miembros del equipo han estado mapeando el campo gravitatorio de Marte para comprender la geología de la superficie y de la sub-superficie cercana, así como a los procesos geológicos que produjeron estos rasgos del terreno. Por ejemplo, en análisis puede revelar como es re-distribuida la masa planetaria a medida que las capas polares marcianas se forman y se disipan en cada estación.

- Atmospheric Structure Investigation Accelerometers (Acelerómetros de investigación de la estructura atmosférica): Los datos recogidos de los acelerómetros durante el frenado aéreo están ayudando a los científicos a comprender la estructura de la atmósfera marciana.

La misión primaria del orbitador finalizará unos cinco años y medio después del lanzamiento, el 31 de diciembre de 2010.

símbolos_de_Marte

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Fuentes utilizadas:
- NASA
- Wikipdia
- JPL
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jueves, noviembre 20, 2008

Observan materia desgajada por agujero negro

Comunicado de Prensa ESO PR 41/08.

El Telescopio Muy Grande de ESO y APEX se unen para estudiar las llamaradas del agujero negro central de la Vía Láctea.

Los astrónomos han utilizado simultáneamente dos telescopios para estudiar las violentas llamaradas en el agujero negro súper masivo que se encuentra en el centro de la Vía Láctea. Han detectado emisiones provenientes de esta región, conocida como Sagitario A*, que revelan material siendo estirado mientras orbita en la intensa gravedad cercana al agujero negro.

ESO_PR_Photo_41/08

ESO PR Photo 41/08 – Vista submilimétrica e infrarroja del centro galáctico.

Imagen compuesta a color de la región central de la Vía Láctea, a unos 26 000 años-luz de la Tierra. Las nubes de gas y polvo se muestran en azul detectadas por APEX en el submilimétrico (870 micrones). Los datos del infrarrojo cercano obtenidos por el proyecto 2MASS se muestran en las bandas K (rojo), H (verde) y J (azul). La región mostrada cubre unos 100 años-luz de lado.

© ESO/APEX/2MASS/A. Eckart et al. ESO

El equipo de astrónomos europeos y estadounidenses utilizó el Telescopio Muy Grande (VLT) y el telescopio del Experimento Rastreador de Atacama (APEX) de ESO, ambos en Chile, para estudiar la luz proveniente de Sagitario A* en las longitudes de onda del infrarrojo cercano y submilimétricas respectivamente.

Es la primera vez que los astrónomos han capturado una llamarada con estos telescopios en forma simultánea. La ubicación de los instrumentos en el hemisferio sur proporciona el mejor lugar de observación para el estudio del centro galáctico.

“Observaciones como ésta, en un amplio espectro de longitudes de onda, son realmente la única forma de comprender qué es lo que sucede en las cercanías de un agujero negro”, dice Andreas Eckart de la universidad de Colonia, quien lideró al equipo.

Sagitario A* está localizada en el centro de nuestra Vía Láctea, a una distancia de aproximadamente 26 000 años-luz de la Tierra. Es un agujero negro súper masivo con una masa equivalente a unos cuatro millones de veces la de nuestro Sol. Se cree que la mayoría de las galaxias, si no todas, contiene un agujero negro en su centro.

“Sagitario A* es única, porque es el más cercano de esos agujeros negros monstruosos, al encontrarse en el interior de nuestra galaxia”, explica el miembro del equipo Frederick K. Baganoff del Instituto de Tecnología de Massachusetts (MIT) en Cambridge, EE.UU.. “Únicamente en el caso de este objeto pueden nuestros telescopios actuales detectar estas relativamente tenues llamaradas provenientes del material que orbita justo más allá del horizonte de eventos”.

Se piensa que la emisión de Sagitario A* proviene del gas expulsado por estrellas que posteriormente orbita alrededor del agujero negro hasta caer hacia él.

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Esta serie de tres imágenes es una representación artística de una brillante “burbuja” de gas en el disco de material que rodea al agujero negro, Sagitario A*, en el centro de nuestra galaxia. A medida que gira alrededor del agujero negro, es estirada, y esta expansión causa las demoras entre las llamaradas detectadas en el infrarrojo cercano (VLT) y en el submilimétrico (APEX).

© ESO/L. Calçada

La realización de las observaciones simultáneas requirió un planeamiento cuidadoso entre los equipos de los dos telescopios. Luego de varias noches de espera en dos lugares de observación, tuvieron suerte.

“En el VLT, tan pronto como apuntamos el telescopio hacia Sagitario A* vimos que había actividad, y que se volvía luminoso cada minuto. Inmediatamente tomamos el teléfono y alertamos a nuestros colegas del telescopio APEX”, dice Gunther Witzel, un estudiante de doctorado de la universidad de Colonia.

Macarena García-Marín, también de colonia, estaba esperando en APEX, donde el equipo del observatorio había hecho un esfuerzo especial para mantener al instrumento en estado de alerta. “Tan pronto como recibimos la llamada nos emocionamos y debimos trabajar en forma realmente rápida para no perder datos cruciales de Sagitario A*. Abandonamos las observaciones regulares, y pudimos llegar a tiempo para capturar las llamaradas”, explica.

Durante más de seis horas el equipo detectó una violenta emisión infrarroja variable, con cuatro grandes llamaradas en Sagitario A*. Los resultados submilimétricos también mostraron llamaradas pero, lo que resulta crucial, es que esto ocurrió aproximadamente una hora y media después de las llamaradas infrarrojas.

Los investigadores explican esta demora diciendo que probablemente fue causada por la rápida expansión, con velocidades de unos cinco millones de kilómetros por hora, de las nubes que emiten las llamaradas. Esta expansión provoca cambios en el carácter de la emisión a lo largo del tiempo, y por lo tanto la demora entre las llamaradas infrarrojas y las submilimétricas.

Aunque velocidades de 5 millones de km/h pueden parecer altas, son solamente de un 0,5% de la velocidad de la luz. Para escapar a la fuerte gravedad que reina tan cerca del agujero negro el gas debería viajar a la mitad de la velocidad de la luz (100 veces más rápido que lo detectado), y por lo tanto los investigadores creen que el gas no puede estar escapando en un chorro. En cambio, sospechan que una burbuja de gas orbitando cerca del agujero negro está siendo estirada, tal como la masa en una batidora, y que esto está causando la expansión.

La combinación simultánea de los telescopios VLT y APEX ha probado ser una forma poderosa de estudiar las llamaradas en diferentes longitudes de onda. El equipo espera que observaciones futuras les permitirá probar el modelo propuesto, y descubrir más sobre esta misteriosa región en el centro de nuestra galaxia.

NOTAS:

Sagitario A* es un objeto compacto localizado en el centro de nuestra Vía Láctea, a una distancia de unos 26 000 años-luz de la Tierra. En años recientes, las observaciones de estrellas orbitando en este intenso agarre gravitatorio ha probado convincentemente que Sagitario A* debe ser un agujero negro súper masivo, con una masa de unos cuatro millones de Soles.

El telescopio de 12 metros del Experimento Rastreador de Atacama (APEX = Atacama Pathfinder Experiment) se encuentra localizado a 5 000 metros de altitud en la meseta de Chajnantor, en el desierto chileno de Atacama. APEX es una colaboración entre el Instituto Max Planck de Radioastronomía (MPIfR), el Observatorio Espacial de Onsala (OSO) y el Observatorio Austral Europeo (ESO). El telescopio se basa en una antena prototipo construida para el proyecto ALMA. Las operaciones de APEX en Chajnantor están confiadas a ESO. Para este proyecto, los investigadores utilizaron la cámara bolométrica LABOCA adosada a APEX.

El Telescopio Muy Grande (VLT = Very Large Telescope) ubicado en el Cerro Paranal, a 2 600 metros de altitud, es el lugar principal de ESO para las observaciones en luz visible e infrarroja. El VLT está constituido por cuatro “Unidades Telescopio”, cada una de 8,2 metros de diámetro, que operan conjuntamente con una gran colección de instrumentos. Para este proyecto, los investigadores utilizaron el instrumento NACO de óptica adaptable adosado a la cuarta Unidad Telescopio, “Yepun”.

Esta investigación es presentada en un artículo realizado por Eckart et al., “Simultaneous NIR/sub-mm observation of flare emission from Sgr A*”, que aparecerá en Astronomy & Astrophysics. Está disponible on-line en http://arxiv.org/abs/0811.2753.

Los miembros del equipo internacional que llevaron a cabo esta investigación son: A. Eckart (University of Cologne, Alemania), R. Schödel (Instituto de Astrofísica de Andalucía - CSIC, España), M. García-Marín (University of Cologne, Alemania), G. Witzel (University of Cologne, Alemania), A. Weiss (MPIfR, Alemania), F. K. Baganoff (MIT, EE.UU.), M. R. Morris (University of California, EE.UU.), T. Bertram (University of Cologne, Alemania), M. Dovčiak (Astronomical Institute of the Academy of Sciences, República Checa), D. Downes (IRAM, Francia), W.J. Duschl (Christian-Albrechts-Universität, Alemania), V. Karas (Astronomical Institute of the Academy of Sciences, República Checa), S. König (University of Cologne, Alemania), T. P. Krichbaum (MPIfR, Alemania), M. Krips (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, EE.UU.), D. Kunneriath (University of Cologne, Alemania), R.-S. Lu (MPIfR, Alemania), S. Markoff (Astronomical Institute 'Anton Pannekoek', Holanda), J. Mauerhan (University of California, EE.UU.), L. Meyer (University of California, EE.UU.), J. Moultaka (LATT, Francia), K. Mužić (University of Cologne, Alemania), F. Najarro (Centro de Astro Biología, Madrid, España), J.-U. Pott (University of California, EE.UU.), K. F. Schuster (IRAM, Francia), L. O. Sjouwerman (NRAO, EE.UU.), C. Straubmeier (University of Cologne, Alemania), C. Thum (IRAM, Francia), S. Vogel (University of Maryland, EE.UU.), H. Wiesemeyer (IRAM, España), M. Zamaninasab (University of Cologne, Alemania), J. A. Zensus (MPIfR, Alemania

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Últimos comunicados de prensa de ESO publicados en este blog:

- ESO PR 40/08: APEX examina una guardería estelar.
- ESO PR 39/08: Un mar de galaxias distantes.
- ESO PR 37/08: El enorme corazón de una nube color vino.
- ESO PR 36/08: Agujeros negros variables.
- ESO PR 35/08: Estrellas bebé a la hora de comer.

VLT

VLT de ESO en Paranal, Chile.

© ESO


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Artículo original: ESO Press Release 41/08.
Título: “Astronomers detect matter torn apart by black hole”
Fecha: Noviembre 18, 2008
Enlace con el artículo original:
aquí
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miércoles, noviembre 19, 2008

Nuevos datos sobre los magnetares

Los científicos continúan develando los secretos de estos poderosísimos imanes cósmicos.

Datos en rayos-X y rayos gamma obtenidos con los observatorios orbitales XMM-Newton e Integral de ESA (European Space Agency = Agencia Espacial Europea) han sido utilizados para examinar, por primera vez, los procesos físicos que hacen que los magnetares, una clase atípica de estrellas neutrónicas, brillen en rayos-X.

magnetar

Representación artística de un magnetar

© ESA

Las estrellas de neutrones son remanentes de estrellas masivas (es decir, con masas 10 a 50 veces mayores que la de nuestro Sol) que han colapsado sobre sí mismas bajo su propio peso. Compuestas casi íntegramente por neutrones (partículas sub-atómicas sin carga eléctrica), estos cadáveres estelares concentran más masa que la del Sol en una esfera de unos 20 kilómetros de diámetro.

Son tan compactos que una cucharada de té de ese material neutrónico pesaría cien millones de toneladas. Hay otras dos propiedades físicas que también caracterizan a una estrella de neutrones: su rápida rotación y su fuerte campo magnético.

Los magnetares componen una clase de estrellas neutrónicas con campos magnéticos ultra-poderosos. Con campos magnéticos que son mil veces más fuertes que los de las estrellas neutrónicas ordinarias, son los imanes más poderosos que se conocen en el universo.

En comparación, se necesitarían 10 billones (es decir, 10 millones de millones) de imanes manuales comunes para generar un campo magnético comparable (por ejemplo, la mayor parte de los medios utilizados para el almacenamiento de datos serían borrados instantáneamente si se vieran expuestos a un campo magnético apenas un billón de veces más débil).

XMM-Newton

Representación artística del observatorio satelital XMM-Newton de ESA.

© ESA

Hasta ahora han sido descubiertos unos 15 magnetares. Cinco de ellos son conocidos como repetidores gamma suaves, o SGRs (Soft Gamma Repeaters), porque esporádicamente liberan grandes y breves estallidos (de unos 0,1 segundos de duración) de rayos gamma de baja energía (es decir, suaves) y de rayos-X fuertes. El resto, unos diez, están asociados con pulsares de rayos-X anómalos, o AXPs (Anomalous X-Ray Pulsars). Aunque inicialmente se supuso que los SGRs y los AXPs eran objetos diferentes, ahora se sabe que comparten muchas propiedades y que su actividad es causada por sus fuertes campos magnéticos.

Los magnetares se diferencian de las estrellas neutrónicas “ordinarias” porque, según se cree, sus campos magnéticos internos son lo suficientemente poderosos como para retorcer la corteza estelar. Como un circuito alimentado por una batería gigantesca, este retorcimiento produce corrientes en forma de nubes de electrones que fluyen alrededor de la estrella. Estas corrientes interactúan con la radiación proveniente de la superficie estelar, produciendo los rayos-X.

satélite:Integral

Representación artística del observatorio satelital Integral, de ESA.

© ESA

Hasta ahora, los científicos no habían podido comprobar sus predicciones, porque no es posible reproducir unos campos magnéticos ultra-poderosos como esos en los laboratorios terrestres.

A los efectos de comprender este fenómeno, un equipo liderado por el Dr. Nanda Rea de la universidad de Ámsterdam utilizó los datos de XMM-Newton y de Integral para buscar por primera vez las nubes de electrones alrededor de todos los magnetares conocidos.

El equipo de Rea encontró evidencia de la existencia real de grandes corrientes de electrones, y pudo medir la densidad electrónica, que es mil veces mayor que la de un pulsar “normal”. También midieron la velocidad típica con la que fluyen las corrientes electrónicas. Con todo esto, los científicos han establecido ahora un enlace entre un fenómeno observado y un proceso físico real, una clave importante en el rompecabezas de la comprensión de estos objetos celestiales.

Ahora el equipo está trabajando duro para desarrollar y comprobar modelos más detallados en la misma línea, para lograr comprender completamente el comportamiento de la materia bajo la influencia de campos magnéticos tan fuertes como estos.

NOTAS:

El equipo incluye también a la Dra. Silvia Zane, del Colegio Universitario de Londres, al profesor Roberto Turolla de la universidad de Padua, al profesor Maxim Lyutikov de la universidad de Purdue, y al Dr. Diego Gotz de CEA-Saclay.

Los resultados aparecen en “Resonant cyclotron scattering in magnetars’ emission’, por N. Rea, S. Zane, R. Turolla, M. Lyutikov y D. Gotz, publicado en el número del 20 de octubre de 2008 del Astrophysical Journal.

Los equipos científicos de XMM-Newton se basan en varias instituciones europeas y de los EE.UU., agrupadas en tres equipos instrumentales y en el Centro de Prospección Científica XMM-Newton (SCC = Survey Science Centre). Las operaciones científicas son gerenciadas por el Centro Astronómico Espacial Europeo (ESAC = European Space Astronomy Centre) de ESA, en Villanueva de la Cañada, cerca de Madrid, España. Las operaciones de la nave son dirigidas desde el Centro Europeo de Operaciones Espaciales (ESOC = European Space Operations Centre) en Darmstadt, Alemania.

miércoles, noviembre 12, 2008

APEX examina una guardería estelar

Comunicado de Prensa ESO PR 40/08.

En Escorpio, la región RCW120 rinde sus secretos al poder sub-milimétrico del telescopio de Chajnantor.

Ilustrando el poder de la astronomía sub-milimétrica, una imagen de APEX revela cómo una burbuja en expansión de gas ionizado de unos diez años-luz de ancho está haciendo que el material que la rodea colapse en densas acumulaciones que son los lugares de nacimiento de nuevas estrellas.

La luz sub-milimétrica es la clave para revelar un poco del material más frío del universo, tal como el que conforma estas densas y frías nubes.

ESO_PR_Photo_40/08

ESO PR Photo 40/08 – Resplandecientes guarderías estelares

Imagen compuesta en color de RCW120, que revela cómo una nube en expansión de gas ionizado hace que el material que la rodea colapse para formar nuevas estrellas. La emisión sub-milimétrica se muestra como las nubes azules que rodean el resplandor rojizo del gas ionizado. La imagen contiene también datos de la Prospección de Segunda Generación del Cielo Digitalizado (la banda I se muestra en azul y la banda R en rojo).

© ESO/APEX/DSS2/SuperCosmos

La región, llamada RCW120, se encuentra a unos 4 200 años-luz de la Tierra, en la dirección de la constelación de Escorpio. Una estrella caliente y masiva que se encuentra en su centro está emitiendo enormes cantidades de radiación ultravioleta, la que ioniza al gas que la rodea sustrayendo electrones de los átomos de hidrógeno y produciendo el característico resplandor rojizo de la así llamada “emisión H-alfa”.

A medida que esta región ionizada se expande en el espacio, la onda de choque asociada barre una capa del frío gas interestelar y del polvo cósmico que la rodea. Esta capa se vuelve inestable y colapsa bajo su propia gravedad produciendo acumulaciones densas y formando nubes densas y frías de hidrógeno, donde nacerán nuevas estrellas.

Sin embargo, como estas nubes todavía están muy frías, con temperaturas de alrededor de -250º Celsius, su tenue resplandor térmico puede ser visto únicamente en las longitudes de onda sub-milimétricas.Por lo tanto, la luz sub-milimétrica resulta vital para el estudio de las etapas iniciales del nacimiento y vida y de las estrellas.

Los datos de las longitudes de onda sub-milimétricas fueron adquiridos con la cámara LABOCA del telescopio de 12 metros Experimento Rastreador de Atacama (APEX = Atacama Pathfinder Experiment), localizado a 5 000 metros de altitud sobre la meseta de Chajnantor, en el desierto chileno de Atacama. Gracias a la alta sensibilidad de LABOCA, los astrónomos pudieron detectar acumulaciones de gas frío cuatro veces menos luminosos de lo que era posible anteriormente. Como la luminosidad de las acumulaciones es una medida de su masa, esto significa también que ahora los astrónomos pueden estudiar la formación de estrellas menos masivas de lo que podían hacerlo previamente.

La meseta de Chajnantor es también el lugar donde ESO, junto a otros socios internacionales, está construyendo el telescopio sub-milimétrico de nueva generación ALMA, el Gran Conjunto Milimétrico/sub-milimétrico de Atacama (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array). ALMA utilizará más de sesenta antenas de 12 metros, enlazadas unas con otras por distancias de más de 16 km, para formar un único y gigantesco telescopio.

APEX es una colaboracion entre el Instituto Max-Planck de Radioastronomía (MPIfR), el Observatorio Espacial de Onsala (OSO) y ESO. El telescopio se basa en una antena prototipo construida para el proyecto ALMA. Las operaciones de APEX en Chajnantor están confiadas a ESO.

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NOTAS Y COMENTARIOS

por Heber Rizzo

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Telescopio APEX en Chajnantor.
© APEX/Andreas Lundgren

APEX: Mientras ALMA se encuentra actualmente en construcción, y gracias al Experimento Rastreador de Atacama, APEX, los científicos están realizando investigaciones milimétricas y sub-milimétricas en la misma meseta de Chajnantor, a 5 105 metros de altitud y a unos 50 kilómetros al este de San Pedro de Atacama, en el norte de Chile.

El experimento utiliza un telescopio de 12 metros de nueva tecnología, basado en una antena prototipo construida para el proyecto ALMA. Contiene una óptica modificada y una superficie mejorada de antena, con mayor precisión y diseñada para tomar ventaja de la excelente transparencia del cielo, trabajando en longitudes de onda de entre 0,2 y 1,4 mm.

Con este equipo, los astrónomos pueden estudiar las condiciones internas dentro de nubes moleculares, tales como la Nebulosa de Orión o los famosos “Pilares de la creación” en la nebulosa del Águila, constituidas por gas y polvo tibios y fríos y que constituyen regiones de formación estelar, tanto en la Vía Láctea como en galaxias más distantes.

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Telescopio APEX en la noche.
© APEX

Las líneas espectrales de alta frecuencia permiten además, entre otras cosas, la exploración de la esctructura y composición química de atmósferas planetarias, de estrellas moribundas y de las regiones interiores de las galaxias de estallido estelar.

Hasta ahora, los astrónomos han encontrado gas de monóxido de carbono y moléculas orgánicas complejas, así como moléculas ionizadas contenedoras de flúor, allí donde nunca antes habían sido detectadas, aumentando nuestros conocimientos sobre las guarderías estelares en las que nacen las nuevas estrellas.

El proyecto APEX continúa los pasos del Telescopio Sub-milimétrico Sueco/ESO (SEST), el cual operó en La Silla desde 1987 hasta 2003 en una colaboración entre ESO y el Observatorio Espacial de Onsala, y que trabajó en las longitudes de onda de 0,8 a 3 mm.


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Artículo original: ESO Press Release 40/08.
Título: “APEX reveals glowing stellar nurseries”
Fecha: Noviembre 11, 2008
Enlace con el artículo original:
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