Ecos de luz delatan las lejanías estelares

Comunicado de Prensa ESO PR 05/08.

Los astrónomos calibran la escala de distancias del universo

Tomando ventaja de la presencia de ecos de luz, un equipo de astrónomos ha utilizado un telescopio de ESO para medir, con una precisión del orden del 1%, la distancia de una Cefeida, una clase de estrellas variables que constituyen uno de los primeros escalones en la escala de distancias cósmicas.

ESO PR Photo 05a/08 – Cefeida RS Pup La nebulosa que rodea a la cefeida RS Pup encierra indudablemente un tesoro de información sobre la historia de pérdida de masa de la estrella. Esta imagen compuesta se basa en observaciones realizadas con el telescopio ESO NTT de 3,6 metros instalado en el observatorio de La Silla, en Chile, equipado con el Instrumento Multi Modo de ESO. Los datos se obtuvieron a través de filtros B, V y R. © ESO

“Nuestras mediciones realizadas con el Telescopio de Nueva Tecnología de ESO en La Silla nos permite obtener la distancia más precisa hasta ahora a una Cefeida”, dice Pierre Kervella, autor principal del artículo que informa sobre este resultado.

Las cefeidas [1] son estrellas pulsantes que han sido utilizadas como indicadores de distancias por casi cien años. La nueve y precisa medición es importante porque, a diferencia de muchas otras, es puramente geométrica y no se basa en hipótesis sobre la física en juego en las propias estrellas.

El equipo de astrónomos estudió RS Pup, una brillante estrella cefeida localizada en la dirección de la constelación de Puppis (la Popa), fácilmente visible con binoculares. RS Pup varía en luminosidad por casi un factor de cinco cada 41,4 días. Es 10 veces más masiva que el Sol, 200 veces más grande y, en promedio, 15 000 veces más luminosa.

RS Pup es la única cefeida [2] incrustada en una gran nebulosa, la que está compuesta por un polvo fino que refleja algo de la luz emitida por la estrella.

ESO PR Photo 05b/08 – Ecos de luz en RS Pup La nebulosa que rodea a RS Pup vista en seis épocas diferentes, correspondientes a fases distintas de su ciclo de 41,4 días. Monitoreando tanto la variación lumínica de la estrella como los ecos de luz en varios rasgos de la nebulosa, es posible determinar la distancia de la estrella. Los cambios en la nebulosa son, por ejemplo, muy fáciles de detectar en la zona media, justo por encima y a la derecha de dos estrellas cercanas en el primer plano. Los astrónomos observaron los ecos producidos en 7 rasgos nebulares, algunos de los cuales están indicados en esta imagen. © ESO

Como la luminosidad del astro varía con un patrón muy distintivo, la presencia de la nebulosa permite a los astrónomos ver los ecos de luz y utilizarlos para medir la distancia a la estrella.

“La luz que viajó desde la estrella hasta un gránulo de polvo y luego hasta el telescopio llega un poco después que la luz que viene desde la estrella directamente hasta el telescopio”, explica Karvella. “En consecuencia, si medimos la luminosidad de una mota aislada de polvo en particular, obtendremos una curva de luz que tiene la misma forma que la variación de la cefeida, pero desplazada en el tiempo”.

Este retraso es denominado “eco de luz”, por analogía con el eco más tradicional, por ejemplo el reflejo de un sonido en el fondo de un pozo.

Al monitorear la evolución de la luminosidad de estas motas en la nebulosa, los astrónomos pueden derivar su distancia a la estrella; es simplemente el retraso medido en el tiempo multiplicado por la velocidad de la luz. Conociendo esta distancia y la separación aparente en el cielo entre la estrella y la mota de polvo, se puede computar la distancia a la que se encuentra RS Pup.

ESO PR Photo 05c/08 – Ecos de luz La determinación de la distancia hasta RS Pup, utilizando el método del astrónomo estadounidense Robert Hablen, se basa en la medición de la diferencia de fase entre la variación de la estrella y la variación de rasgos aislados de la nebulosa (impresión artística). © ESO

A partir de las observaciones de los ecos en varios rasgos nebulares, la distancia de RS Pup ha sido establecida en 6 500 años-luz, más o menos 90 años-luz.

“Conocer la distancia a una estrella cefeida con tal precisión resulta crucial para la calibración de la relación período-luminosidad en esta clase de estrellas”, dice Karvella. “Esta relación es de hecho la base de la determinación de distancias de las galaxias utilizando cefeidas.”.

Así, RS Pup se encuentra a una distancia de aproximadamente un cuarto de la distancia entre el Sol y el centro de la Vía Láctea. Esta estrella se encuentra ubicada en el plano galáctico, en una región muy populosa de nuestra galaxia.

ESO PR Photo 05d/08 – Posición de RS Pup en la galaxia Esta impresión artística muestra la localización de la estrella cefeida RS Pup en nuestra galaxia, tal como fue determinada por los astrónomos utilizando datos del NTT de ESO. © ESO

Más información

"The long-period Galactic Cepheid RS Puppis – I. A geometric distance from its light echoes”, P. Karvella et al. se encuentra en prensa en Astronomy & Astrophysics.

El equipo está compuesto por Pierre Kervella y Guy Perrin (LESIA, Observatoire de Paris, Francia), Antoine Mérand (Center for High Angular Resolution Astronomy, Atlanta, Georgia, EE.UU.), László Szabados (Konkoly Observatory, Budapest, Hungría), Pascal Fouqué (Observatoire Midi-Pyrénées, Toulouse, Francia), David Bersier (Liverpool John Moores University, Reino Unido), y Emanuela Pompei (ESO).

NOTAS

[1] Las cefeidas son unas raras y muy brillantes estrellas pulsantes cuya luminosidad varía en forma muy regular. Son llamadas así por la estrella Delta Cefei en la constelación de Cefeo, la primera estrella variable conocida de este tipo en particular y lo suficiente luminosa como para ser vista a simple vista. Casi un siglo atrás, en 1912, la astrónoma estadounidense Henrietta Leavitt publicó una relación entre la luminosidad intrínseca y el período de pulsación de las cefeidas, en la cual los períodos más largos correspondían a las estrellas más brillantes. Esta relación juega todavía un papel central en la escala de distancias extragalácticas.

[1] La nebulosa que rodea a RS Pup fue descubierta en 1961 por el astrónomo sueco Bengt Westerlund, quien más tarde se convirtió en el director de ESO en Chile (1970-74). Poco después, en 1972, el astrónomo estadounidense Robert Havlen, que por entonces visitaba a ESO Chile, publicó el primer estudio de la nebulosa en la para entonces bastante joven revista europea Astronomy & Astrophysics.

Contacto científico
Pierre Kervella
Observatoire de Paris-Meudon, France
E-mail: Pierre.Kervella (at) obspm.fr
Phone: +33 1 45 07 79 66

Telescopio NTT de ESO en La Silla, desierto de Atacama, Chile. © ESO

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Artículo original: ESO Science Release 05/08.
Título: “Light echoes whisper the distance to a star”
Fecha: Enero 11, 2008
Enlace con el artículo original: aquí
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Las placas tectónicas también descansan

La tectónica de placas, el proceso geológico responsable de la creación de los continentes, las cadenas montañosas y las cuencas oceánicas de la Tierra, puede ser un asunto de “ahora-sí, ahora-no, ahora-sí, ahora-no”. Los científicos han supuesto siempre que el movimiento de las placas tectónicas ha sido lento pero continuo a lo largo de la mayor parte de la historia terrestre, pero un nuevo estudio realizado por investigadores del Instituto Carnegie sugiere que la tectónica de placas puede haberse detenido al menos una vez en la vida de nuestro planeta… y que podría hacerlo nuevamente.

Los familiares continentes de la Tierra están insertos en placas tectónicas sobre la superficie del planeta que chocan lentamente unas con otras en el correr del tiempo. © USGS

Un aspecto clave de la teoría de tectónica de placas es que en escalas geológicas de tiempo las cuencas oceánicas son rasgos transitorios, abriéndose y cerrándose a medida que las placas se trasladan. Las cuencas son consumidas por un proceso llamado subducción, en el cual las placas oceánicas descienden en el manto terrestre. Las zonas de subducción son el hogar de las fosas oceánicas, con gran actividad sísmica y con la mayoría de los grandes volcanes del mundo.

El rompecabezas de continentes que se combinó en el famoso supercontinente de Gondwana. La deriva continental y la tectónica de placas diseminaron las masas terrestres por todo el globo. © Astrobiology Magazine

Escribiendo en el número del 4 de enero de la revista Science, Paul Silver del Departamento de Magnetismo Terrestre del Instituto Carnegie y el anteriormente investigador post-doctoral Mark Behn (ahora en el Instituto Oceanográfico Woods Hale) apuntan que la mayoría de las zonas de subducción actuales se encuentran localizadas en la cuenca del océano Pacífico. Si esta cuenca se cerrara, se estima que sucedería dentro de unos 350 millones de años, cuando las Américas en su movimiento hacia el oeste choquen con Eurasia; entonces la mayoría de las zonas de subducción del planeta desaparecerán con ella.

Esto detendría definitivamente la tectónica de placas, a menos que aparecieran nuevas zonas de subducción, pero la iniciación de la subducción es algo poco comprendido. “La colisión de la India y África con Eurasia hace entre 30 a 50 millones de años cerró una cuenca oceánica conocida como Tetis”, dice Silver. “Pero ninguna zona de subducción se ha iniciado al sur de India o África para compensar por la pérdida de subducción de este cierre oceánico”.

Silver y Behn también presentan evidencia geoquímica proveniente de antiguas rocas ígneas que indica que hace aproximadamente mil millones de años hubo una pausa en el tipo de actividad volcánica que normalmente se asocia con la subducción. La idea encaja con otras evidencias geológicas sobre el cierre de una cuenca oceánica tipo Pacífico en esa misma época, que unió a los continentes en un único supercontinente (conocido para los geólogos como Rodinia) y que posiblemente extinguió por un tiempo a la subducción. Finalmente, Rodinia se partió cuando regresaron la subducción y la tectónica de placas.

Debajo de la sólida corteza terrestre encontramos el manto, el núcleo externo, y el núcleo interno. El calor que fluye del interior de la Tierra es el motor de la tectónica de placas. © World Book illustration by Raymond Perlman and Steven Brayfield, Artisan-Chicago

La tectónica de placas es impulsada por el calor que fluye desde el interior de la Tierra, y una detención podría enlentecer el ritmo del enfriamiento de nuestro planeta, de la misma forma en que colocar una tapa sobre una sopera enlentecería el enfriamiento de la sopa. Al colocar periódicamente una tapa sobre el flujo de calor, una tectónica de placas intermitente explicaría porqué la Tierra ha perdido su calor más lentamente que lo predicho por los modelos actuales. Y la acumulación de calor debajo de placas inmóviles puede explicar la aparición de ciertas rocas ígneas en el medio de los continentes, lejos de sus ubicaciones normales en las zonas de subducción.

“Si realmente la tectónica de placas se enciende y apaga, entonces la evolución continental debe ser vista bajo una luz enteramente nueva, ya que amplía dramática el rango de escenarios evolutivos posibles”, dice Silver.

El papel que juega la tectónica de placas en el enfriamiento de la Tierra puede tener también efectos importantes sobre el clima y la biosfera de nuestro planeta. El reacomodo de los continentes y de las cuencas oceánicas a través de la tectónica de placas puede cambiar los patrones de las circulaciones oceánica y atmosférica globales. Los aumentos y disminuciones de la actividad volcánica y de los sismos asociados con la tectónica de placas pueden afectar también el ciclo global de moléculas tales como el dióxido de carbono. El estudio de la tectónica de placas es importante para nuestra comprensión de cómo ha evolucionado el clima terrestre en el pasado, y de cómo podría cambiar en el futuro. Esta información también puede ayudarnos a determinar cuáles aspectos del medioambiente de nuestro planeta hacen que el planeta resulte habitable para la vida tal como la conocemos.

© Astrobiology Magazine

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Fuente: Astrobiology Magazine
Título: “A History of Starts and Stops”
Fecha: Enero 10, 2008
Enlace con el artículo original: aquí
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Descubriendo a Orión

¿Tiene usted hijos o nietos? ¿Quizás un hermano o hermana menor? Entonces, no habrá mejor regalo para darles que transmitirles el amor por los cielos estrellados. Precisamente ahora, una de las constelaciones más fáciles de reconocer, Orión, es un objetivo ideal tanto en el hemisferio norte como en el sur. Tomemos ventaja este fin de semana (principios de febrero de 2008) de un cielo tempranero sin luna para llevar a los jóvenes en busca de las luces nocturnas.

Para empezar a aprender sobre nuestro universo, todo lo que hay que hacer es observar el cielo nocturno. Al fin y al cabo, ¡así es como comenzó la astronomía! Cuando por primera vez los seres humanos comenzaron a notar las estrellas, vieron patrones que pudieron recordar fácilmente. Estos patrones son llamados asterismos.

En los tiempos antiguos no existían la televisión ni los videojuegos, de modo que la gente comenzó a imaginar historias sobre los asterismos que veían en las estrellas. En la misma forma en que funciona el juego de “una los puntos”, los asterismos representaban a personas o animales legendarios. Uno de los más famosos de todos fue Orión el cazador.

Todas las viejas historias cuentan que Orión era un cazador excelente cuya memoria quedó capturada en las estrellas. Si se mira sobre su arco podrán verse las estrellas de Tauro, el toro, y bajo sus pies están las estrellas de Lepus, el conejo. Ambos asterismos muestran los animales que perseguía. Pero ningún cazador está completo sin sus fieles lebreles. La brillante estrella que está detrás de Orión es Sirio, una estrella que pertenece a un asterismo que representa a un gran perro.

A medida que pasaba el tiempo, los astrónomos comenzaron a hacer mapas de los asterismos que reconocían y los nombres sobre los mapas se convirtieron en constelaciones. Pronto, el cielo nocturno se llenó de constelaciones e incluso muchas de ellas compartían las mismas estrellas.

Para hacer que la cuestión fuera más comprensible, un grupo denominado Unión Astronómica Internacional confeccionó una regla que estableció que únicamente 88 asterismos podrían ser considerados constelaciones. Esto no significa que las estrellas de una constelación sean fáciles de ver o que luzcan con sentido. No se preocupe si algunas constelaciones son más fáciles de distinguir que otras, porque los patrones que vemos aquí en la Tierra no son los mismos que veríamos desde otro lugar de la galaxia.

Ahora, hagamos un viaje imaginario por el espacio…

Los asterismos que vemos en las estrellas podrían parecer unidos desde nuestro punto de vista, pero si pudiéramos navegar junto a ellos o verlos desde otro sistema solar podrían aparecer muy separados. Si pudiéramos viajar hacia las estrellas de Orión, veríamos que no están conectadas unas con otras; ¡ni siquiera están cerca!

Si se mira la ilustración de la izquierda se podrá tener una idea de cuán separadas están realmente las estrellas de Orión. Si bien forman un patrón en el cielo cuando son vistas desde la Tierra, en realidad están muy alejadas entre sí.

Si vive en una ciudad, probablemente podrá ver muchas de las estrellas que componen la constelación de Orión, pero si viaja hasta el campo quedará asombrado por todas las estrellas que podrá contemplar simplemente con sus ojos.

Practique descubriendo a Orión el cazador y vea cuántas de sus estrellas puede distinguir. Dentro de unas pocas semanas, podrá formar parte de un emocionante estudio científico donde se convertirá en un cazador de estrellas.

NOTA:
Abajo podemos ver un mapa de la constelación de Orión con los nombres de las estrellas en castellano. La historia mitológica de Orión, el cazador, puede leerse en ”Desde el este al oeste”, de donde también procede la imagen. Esta sección no forma parte del artículo original. H.R.

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Traducido con autorización de Universe Today.
Título: “Discovering Orion”
Autor: Tammy Plotner
Fecha: Febrero 01, 2008
Enlace con el artículo original: aquí
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Nueva luz sobre la energía oscura

Sondeando la red cósmica del universo

Comunicado de Prensa ESO PR 04/08.

Un grupo de astrónomos ha utilizado el VLT (Very Large Telescope = Telescopio Muy Grande) de ESO (European Southern Observatory = Observatorio Austral Europeo) para medir la distribución y los movimientos de miles de galaxias del universo distante. Esto abre perspectivas fascinantes de llegar a comprender mejor qué es lo que causa la aceleración de la expansión cósmica y arroja nueva luz sobre la misteriosa energía oscura que, según se cree, permea al cosmos.

ESO PR Photo 04a/08 – Estructuras a gran escala (Impresión artistica) La imagen refiere a una época de hace 10 000 millones de años. La escala de color representa la densidad de masa, desde el rojo en la máxima hasta el negro en la mínima. Las líneas amarillas describen la intensidad y la dirección de las velocidades galácticas. © ESO: Kraus Dolag y el equipo VVDS

“La explicación de porqué la expansión del universo se está acelerando actualmente es ciertamente la cuestión más fascinante de la cosmología moderna”, dice Luigi Guzzo, autor principal de un artículo del número de esta semana de Nature, en el cual se presentan los nuevos resultados. “Hemos podido demostrar que las grandes prospecciones que miden las posiciones y velocidades de galaxias distantes nos proporcionan una nueva y poderosa forma de solucionar este misterio”.

Hace diez años, los astrónomos realizaron el asombroso descubrimiento de que el universo se está expandiendo actualmente a mayor velocidad de lo que lo hacía en el pasado.

“Esto implica que una de dos posibilidades diferentes debe ser verdadera”, explica Enzo Branchini, miembro del equipo. “O el universo está lleno de una misteriosa energía oscura que produce una fuerza repelente que lucha contra el freno gravitacional producido por toda la materia que está presente en el universo, o nuestra actual teoría de la gravitación no es correcta y necesita ser modificada, por ejemplo añadiendo dimensiones extra al espacio”.

Las observaciones actuales de la tasa de expansión del universo no puede distinguir entre estas dos opciones, pero el equipo internacional de 51 científicos provenientes de 24 instituciones descubrió una manera que podría ayudar a enfrentar este problema. La técnica se basa en un fenómeno bien conocido, que es el hecho de que el movimiento aparente de las galaxias distantes es el resultado de dos efectos: la expansión global de universo que aleja a las galaxias unas de las otras y la atracción gravitacional de la materia presente en el vecindario de las galaxias que las impulsa a juntarse, creando la red cósmica de las estructuras a gran escala.

ESO PR Photo 04b/08 – Un cono en el universo Mapa de la distribución de galaxias en la VVDS, mostrando la presencia de estructuras de gran escala. Los datos se han cortado en tres conos, desde las galaxias más cercanas (abajo) a las más lejanas. Las muestras incluyen galaxias cuya luz viajó durante 1,3 a 8,5 miles de millones de años. © ESO

“Al medir las velocidades aparentes de grandes muestras de galaxias tomadas a lo largo de los últimos treinta años, los astrónomos han podido reconstruir un mapa tridimensional de la distribución de las galaxias en grandes volúmenes del universo. Este mapa reveló estructuras a gran escala tales como racimos de galaxias y súper-racimos filamentosos”, dice Olivier Le Fèvre, miembro del equipo. “Pero las velocidades medidas también contienen información sobre los movimientos locales de las galaxias; estos introducen pequeñas pero significativas distorsiones en los mapas reconstruidos del universo. Hemos demostrado que la medición de esta distorsión en diferentes épocas de la historia del universo es una forma de comprobar la naturaleza de la energía oscura”.

Guzzo y sus colaboradores han podido medir este efecto utilizando el espectrógrafo VIMOS en Melipal, uno de los cuatro telescopios de 8,2 metros que conforman el VLT de ESO. Como parte de la Prospección Profunda VIMOS-VLT (VVDS = VIMOS-VLT Deep Survey), de la cual Le Fèvre es Investigador Principal, se obtuvieron y analizaron espectros de varios miles de galaxias en un campo de 4 grados cuadrados (o sea, 20 veces el diámetro de la Luna llena) en épocas correspondientes a la mitad aproximada de la edad actual del universo (es decir, hace unos 7 mil millones de años).

“Es el mayor campo jamás cubierto homogéneamente y con esta profundidad por medio de la espectrografía”, declara Le Fèvre. “Hasta ahora hemos recogido más de 13.000 espectros en este campo, y el volumen total muestreado por esta prospección es de más de 25 millones de años-luz cúbicos”.

Los astrónomos compararon sus resultados con el de la prospección 2dFGRS que sondeó el universo local, que midió la distorsión en la época presente.

Dentro de las incertidumbres actuales, la medición de este efecto proporciona un indicio independiente de la necesidad de un ingrediente extra de energía desconocida en la “sopa cósmica”, apoyando la forma más simple de energía oscura, la así llamada constante cosmológica, introducida originalmente por Albert Einstein. Sin embargo, esas grandes incertidumbres no excluyen todavía otros escenarios.

“También hemos demostrado que al extender nuestras mediciones sobre volúmenes que sean unas diez veces mayores que el de la VVWS, esta técnica podría también indicarnos si la aceleración cósmica se origina en un componente de energía oscura de origen exótico o si requiere una modificación de las leyes de la gravedad”, explica Guzzo.

“El instrumento VIMOS en el VLT sería, ciertamente, una herramienta maravillosa para llevar a cabo esta futura prospección y así ayudarnos a responder esta cuestión fundamental. Esto anima fuertemente a los científicos para continuar con prospecciones aún más ambiciosas del universo distante”, concluye Le Fèvre.

Más información

"A test of the nature of cosmic acceleration using galaxy redshift distortions", by L. Guzzo et al., Nature, 31 January 2008.

NOTAS

[a] El Espectrógrafo Multi-Objeto Visible del VLT (VIMOS = VLT VIsible Multi-Object Spectrograph) puede observar espectros de unas 1 000 galaxias con una sola exposición. Esta máquina científica de la cosmología está instalada en el telescopio de 8,2 metros MELIPAL, la tercera unidad telescopio del Telescopio Muy Grande (VLT) del Observatorio de Paranal del Observatorio Austral Europeo (ESO).

[b] La Prospección Profunda VIMOS VLT es una investigación espectroscópica de avanzada que apunta a proporcionar una imagen completa de la formación de estructuras y de galaxias a lo largo de una gran parte de la historia del universo, que cubre dieciséis grados cuadrados del cielo en cuatro campos separados. El equipo está compuesto por:

L. Guzzo, A. Iovino, y O. Cucciati (INAF-Osservatorio Astronomico di Brera, Merate, Italy), M. Pierleoni, J. Blaizot, G.De Lucia, y K. Dolag (Max Planck Institut für Astrophysik, Alemania), B. Meneux, B. Garilli, D. Bottini, D. Maccagni, M. Scodeggio, P. Franzetti, P. Memeo, y D. Vergani (INAF-IASF, Milano, Italia), E. Branchini (Universita Roma III, Italia), O. Le Fèvre, V. LeBrun, L. Tresse, C. Adami, S. Arnouts, A. Mazure, y S. de la Torre (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, OAMP-CNRS - Université de Provence, Francia), A. Pollo (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, OAMP-CNRS - Université de Provence, Francia y Andrzej Soltan (Institute for Nuclear Research, Varsovia, Polonia), C. Marinoni (Centre de Physique Théorique, CNRS-Université de Provence, Marseille, Francia), S. Charlot (Institut d'Astrophysique de Paris, CNRS-Université de Paris 6, Francia), H. J. McCracken (Institut d'Astrophysique de Paris, CNRS-Université de Paris 6, and Laboratoire d'étude du rayonnement et de la matière en astrophysique, CNRS - Observatoire de Paris, Francia), J. P. Picat, T. Contini, R. Pellò, and E. Perez-Montero (Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse et Tarbes, OMP-CNRS-Université de Toulouse 3, France), G. Vettolani y A. Zanichelli (INAF-IRA, Bologna, Italia), R. Scaramella (INAF- Osservatorio Astronomico di Roma, Italy), S. Bardelli, M. Bolzonella, A. Cappi, P. Ciliegi, F. Lamareille, R. Merighi, G. Zamorani, E. Zucca, y L. Pozzetti (INAF-Osservatorio Astronomico di Bologna, Italia), A. Bongiorno y B. Marano (Universitá di Bologna, Italy), L. Moscardini (Universitá di Bologna and INFN-Sezione di Bologna, Italia), S. Foucaud (University of Nottingham, Reino Unido), I. Gavignaud (Astrophysikalisches Institut Potsdam, Alemania), O. Ilbert (University of Hawaii, EE.UU.), S. Paltani (Geneva Observatory e Integral Science Data Centre, Versoix, Suiza), y M. Radovich (INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte, Napoli, Italia). L. Guzzo está también asociado con MPE, MPA y ESO.

VLT de ESO en Paranal, Chile. © ESO

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Artículo original: ESO Press Release PR 04/08
Título: “New Light on Dark Energy”
Fecha: Enero 30, 2008
Enlace con el artículo original: aquí

Las “parias” del cosmos

Una joven estrella que se está alejando de la Vía Láctea es, de hecho, un visitante de llega de lejos, según ha confirmado un equipo de investigadores. El caprichoso objeto es uno de varios objetos extraños que están ofreciendo a los científicos un atisbo de la volátil naturaleza de las galaxias.

Los astrónomos han descubierto unas 10 estrellas que se están alejando precipitadamente de nuestra galaxia, a velocidades que exceden su dominio gravitacional. Mientras que la mayoría de las estrellas recorren el espacio a velocidades del orden de cientos de kilómetros por segundo, estas bien llamadas “estrellas híper-veloces” huyen raudamente al menos al doble de esa velocidad.

Se cree que la mayoría de esas estrellas son exiliadas del centro de nuestra galaxia, arrojadas al espacio intergaláctico por las poderosísimas fuerzas del agujero negro masivo que está ubicado en el centro de la Vía Láctea. Su violenta creación le ofrece a los astrónomos una visión del casi impenetrable mundo del centro galáctico, de los misterios de nuestros cercanos vecinos galácticos y de la naturaleza del espacio intergaláctico.

Orígenes volátiles

En 1988 se teorizó por primera vez la existencia de las estrellas híper-veloces. La teoría decía que los sistemas estelares binarios del centro de la galaxia podrían ocasionalmente acercase demasiado al agujero negro masivo que allí se esconde, lo que trastornaría su danza orbital y, mientras una de las estrellas del par era capturada por el agujero negro, la otra sería arrojada hacia fuera a una increíble velocidad.

La primera “estrella paria”, descubierta por el Obs. Astrof. Smithsoniano © Ruth Bazinet, CfA

“Esa es la única manera en que se puede acelerar una estrella a velocidades de miles de kilómetros por segundo”, dijo la astrónoma Alceste Bonanos del Instituto Carnegie de Ciencias, una miembro del equipo que realizó el descubrimiento de los lejanos orígenes de la estrella.

De los miles de millones de estrellas de la Vía Láctea, se cree que solamente una pequeñísima fracción es expulsada desde el centro galáctico en esta forma. Esto explica por qué no fueron descubiertas hasta 2005, dice Bonanos, “porque en realidad no son muchas”.

Los astrónomos examinaron el espectro de estrellas en los confines más lejanos de la Vía Láctea y encontraron unas pocas que “viajaban a mucha, muchísima velocidad, lo que no es normal”, agregó Bonanos.

Estudiando la edad de estas estrellas exiliadas, los científicos llegaron a la conclusión que parecían haber tenido el tiempo suficiente como para provenir del centro de nuestra galaxia.

El centro galáctico está cubierto por gas y polvo y normalmente los astrónomos tienen dificultades para observar su interior, dijo Bonanos. En general, las nubes de polvo cumplen un papel como excelentes guarderías estelares, pero se suponía que las violentas fuerzas de marea del agujero negro impedirían los nacimientos estelares cercanos.

Las estrellas fugitivas aparentarían contradecir esa idea, ya que parecen provenir de las cercanías del agujero negro, según expresó Bonanos a LiveScience.

Excepto por una de ellas, que es una transeúnte ocasional.

Viajera lejana

De las 10 estrellas mencionadas, una de ellas, conocida como HE 0437-5439, parecía ser un poco más extraña que el resto.

De acuerdo con su posición actual, la estrella debería tener unos 100 millones de años de edad para poder provenir del centro de la Vía Láctea. Pero solamente tiene 35 millones de años de edad.

Bonanos y López-Morales examinaron más de cerca la composición elemental de la estrella y descubrieron que parecía ser un visitante proveniente de nuestra pequeña vecina galáctica, la Gran Nube de Magallanes (GNM, o LMC por sus siglas en inglés).

“Se sabe que las estrellas de la GNM muestran abundancias menores de elementos que la mayoría de las estrellas de nuestra galaxia”, explicó Bonanos, lo que parecía corresponderse con la composición de HE 0437-5439.

Pero si bien el perfil de elementos encaja, queda todavía un grave problema: “no se sabe de ningún agujero negro en la GNM que pudiera haberla eyectado”, dijo Bonanos.

Los signos indicadores usuales de un gran agujero negro, tales como fuertes señales de rayos-X y de radio, no se detectan. Los astrónomos no están seguros de que las galaxias enanas como la GNM contengan grandes agujeros negros en sus centros, de modo que “esta estrella podría ser un indicio de algo importante”, dijo Bonanos.

¿Curso de colisión?

Otra extraña consecuencia de estas estrellas errantes es la contradicción que representan para la largamente sostenida noción de que el espacio intergaláctico está casi vacío.

“Parece que están todas estas estrellas surcando el espacio entre las galaxias”, dijo Bonanos. Si hay estrellas que son expulsadas de nuestra galaxia, entonces también serían igualmente arrojadas de otras galaxias, dice, aunque es improbable que podamos verlas porque las estrellas son muy difíciles de identificar individualmente desde la distancia de la mayoría de las galaxias.

Se estima que miles de estrellas híper-veloces han sido expulsadas por el agujero negro central de nuestra Vía Láctea, dijo Bonanos, aunque muchas de ellas todavía están viajando a través de la galaxia.

Hasta ahora, todas las estrellas híper-veloces descubiertas se están alejando de nosotros, pero podrían ser expulsadas del centro galáctico en cualquier dirección, hacia arriba o hacia abajo del plano galáctico, o incluso hacia nosotros.

Pero no hay porqué preocuparse de que algún correcaminos estelar choque contra la Tierra o contra cualquier otro planeta o estrella, dice Bonanos.

“Hay mucho espacio vacío” en el sistema solar, aclara, de modo que estas veloces estrellas tendrán probablemente vía limpia en nuestro vecindario.

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Artículo publicado en Space.com
Título: “Rogue Stars: The Miscreants of Our Galaxy”
Autor: Andrea Thompson
Fecha: Enero 29, 2008
Enlace con el artículo original: aquí
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¿Será el tiempo reemplazado por otra dimensión?

¿Qué sucedería si desapareciera el tiempo? Ciertamente, parece una pregunta tonta y, si el cosmos se mantiene con las leyes físicas actuales, es una cuestión que nunca se tratará más allá de este artículo. De hecho, escribirlo sería una pérdida de mi tiempo si el cosmos fuera tan simple. Pero estoy ignorando mis probabilidades y continúo escribiendo, ya que creo que apenas hemos arañado la superficie de las leyes físicas universales; el universo es cualquier cosa menos simple.

En realidad, podría haber algo en esta loca noción de que la naturaleza del universo podría ser puesta cabeza abajo si la cantidad fundamental del tiempo se transformara en otra dimensión del espacio. Una idea como ésta se escapa de los dominios del pensamiento clásico y se introduce en el reino de los “mundos brana”, una visión que encapsula el universo tetradimensional que conocemos y amamos con las supercuerdas entretejidas en él.

La teoría de las branas es una idea extraña. En pocas palabras, una brana (contracción de “membrana”) puede ser imaginada como una hoja de papel que flota en una quinta dimensión. Ya que únicamente podemos experimentar un espacio tridimensional a lo largo de una dimensión temporal (un espacio-tiempo tetradimensional, también conocido como un universo de Lorentz), no podemos comprender cómo luce esta quinta dimensión, pero afortunadamente contamos con la ayuda de las matemáticas.

Las matemáticas pueden ser utilizadas para describir todas las dimensiones que queramos. Algo útil, ya que las branas describen el efecto acumulativo de las cuerdas que se entrelazan a través de muchas dimensiones y a las fuerzas que interactúan para crear el universo que observamos en el aburrido espacio tridimensional. De acuerdo con la visión del “mundo brana”, nuestro cosmos tetradimensional puede, en realidad, estar inserto en un universo multidimensional; nuestra versión cósmica utiliza únicamente cuatro de las muchas dimensiones posibles.

Los teóricos que contemplan los mundos brana, tales como Marc Mars de la Universidad de Salamanca en España, creen ahora que han tropezado con una implicación que podría, muy literalmente, detener en sus pasos a los cosmólogos. La dimensión temporal podría pronto desaparecer para ser reemplazada por una cuarta dimensión espacial. Nuestro familiar universo de Lorentz podría convertirse en euclídeo (es decir, con cuatro dimensiones espaciales sin tiempo), y Mars cree que la evidencia del cambio está frente a nuestros ojos.

“Una de las propiedades interesantes, e intrigantes, de estas branas que cambian de aspecto es que, aunque ese cambio puede ser concebido como un acontecimiento dramático dentro de la brana, tanto el volumen como la brana pueden ser perfectamente lisos. En particular, los observadores que vivan en la brana pero que asumen que su universo es lorentziano en todas partes pueden ser inducidos erróneamente a interpretar que una singularidad de curvatura surge precisamente en el cambio de aspecto”. – Marc Mars, en: Is the accelerated expansion evidence of a forthcoming change of signature on the brane?.

La observada expansión del universo (que descubriera Edwin Hubble en 1925) puede, en realidad, ser un síntoma de una brana “cambiando de aspecto”. Si nuestra brana está mutando de temporal a espacial, los observadores del universo lorentziano deberían ver un universo en expansión acelerada, exactamente lo que observamos en el presente. Mars continúa detallando que esta teoría puede explicar esta expansión en aumento, mientras que a la vez guarda las características físicas del cosmos que contemplamos actualmente, sin la necesidad de asumir como responsable a alguna forma de materia o energía oscuras.

Es dudoso que podamos alguna vez percibir a un cosmos sin tiempo, y lo que sucedería el universo si el tiempo se convirtiera en espacial es algo que está más allá de nuestra comprensión. De modo que, por las dudas, disfrutemos nuestras cuatro dimensiones mientras duren, ya que podría estarse acabándonos el tiempo.

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Traducido con autorización de Universe Today.
Título: “Will Time be Replaced by Another Space Dimension?”
Autor: Ian O’Neill
Fecha: Enero 24, 2008
Enlace con el artículo original: aquí
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Una posible explicación para la anomalía de las Pioneer

Están pasando cosas extrañas con nuestros exploradores espaciales robóticos. También conocido como “Efecto Pioneer” (las súbitas e inesperadas alteraciones en las trayectorias de las sondas Pioneer 10 y Pioneer 11 detectadas mientras continuaban su viaje hacia el sistema solar exterior), se ha observado también que había anomalías similares en sobrevuelos realizados por sondas espaciales más modernas.

La sonda Galileo sobrevolando la Tierra. © NASA

Los sobrevuelos a la Tierra de las misiones Galileo, Rosetta, NEAR y Cassini han experimentado todos ellos un súbito aumento de velocidad. Después de eliminar todas las explicaciones posibles, incluyendo la pérdida de combustible y un error en la medición de la velocidad, un nuevo estudio sugiere que la respuesta podría estar en una extraña característica de la física universal…

Los sobrevuelos planetarios representan una ayuda esencial en las misiones interplanetarias para ganar energía mientras aceleran en su alegre viaje hacia su destino. Las asistencias gravitatorias son calculadas precisamente por los científicos de la misión de modo que el momento de llegada puede ser calculada al minuto. Considerando que las misiones tardan años en completarse, este grado de precisión es asombroso, pero esencial.

De modo que cuando la Galileo completó su asistencia gravitatoria sobrevolando a la Tierra el 8 de diciembre de 1990 para ser impulsada hacia Júpiter, es posible imaginar la sorpresa de la NASA cuando descubrió que la Galileo había acelerado de pronto, y sin causa aparente. El aumento del empuje era diminuto, pero utilizando la Red Espacio Profundo (Deep Space Network) se pudo lograr una medición precisa de la aceleración de la nave. Galileo había sido acelerada en 3,9 mm/s (3,9 milímetros por segundo).

Y no es un caso aislado. Durante los sobrevuelos a la Tierra de las sondas NEAR, Cassini-Huygens y Rosetta, en todos ellos se experimentaron empujes inexplicados de 13 mm/s, 0,11 mm/s y 2 mm/s respectivamente. Después de que eliminaron las fallas técnicas, los errores de observación, la presión de radiación, las inestabilidades magnéticas y la acumulación de carga eléctrica, se está poniendo el foco en explicaciones más exóticas.

Un estudio reciente realizado por Magic McCullock sugiere que la “radiación Unruh” puede ser la culpable. Exponiéndolo simplemente, el efecto Unruh sugiere que los cuerpos en aceleración experimentan un tipo de radiación electromagnética. En aceleraciones muy bajas, la longitud de onda emitida será tan larga que una longitud de onda completa será mayor que el tamaño del universo (algo que también se conoce como la Distancia Hubble).

Por lo tanto, la aceleración baja generará ondas que no tienen efecto sobre el cuerpo. Sin embargo, si el cuerpo que acelera (por ejemplo la Galileo siendo acelerada por la gravedad terrestre durante su sobrevuelo de 1990) excede lentamente un umbral de aceleración, la radiación Unruh disminuirá su longitud de onda (será menor que la Distancia Hubble), lo que causará un diminuto pero mensurable empuje en su velocidad en aumento.

Aunque compleja, esta teoría es muy interesante y prueba que aunque podemos calcular el momento de arribo de las sondas espaciales al minuto, el universo continuará mostrándonos por largo tiempo algunas cosas que nos seguirán dejando perplejos.

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Traducido con autorización de Universe Today:
Título: “A Possible Answer to Flyby Anomalies”
Autor: Ian O’Neill
Fecha: Enero 20, 2008
Enlace con el artículo original:aquí
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Anatomía de un pájaro… cósmico

El instrumento NACO del VLT revela una triple colisión galática

Comunicado de Prensa ESO PR 55/07.

Utilizando el VLT (Very Large Telescope = Telescopio Muy Grande) de ESO (European Southern Observatory = Observatorio Austral Europeo), un equipo internacional [1] de astrónomos ha descubierto un asombroso y poco común caso de fusión triple de galaxias. Este sistema, al que los astrónomos han dado el nombre de “El Pájaro” (aunque también guarda cierta semejanza con la famosa Hada Campanita de Peter Pan) está compuesto por dos galaxias espirales masivas y una tercera galaxia irregular.

ESO PR Photo 55a/07 - El Pájaro Cósmico: Combinación de una exposición de 30 min. en la banda K del VLT/NACO con imágenes de archivo de bandas B e I de la cámara HST/ACS. La imagen color final fue producida por Henri Boffin (ESO). © ESO (cliquear en la imagen para ampliarla)

La galaxia ESO 593-IG 008, o IRAS 19115-2124, previamente era conocida simplemente como un par de galaxias interactuantes a una distancia de 650 millones de años-luz. Pero se revelaron sorpresas en observaciones realizadas con el instrumento NACO adosado al VLT de ESO, que atisbó a través de las omni-presentes nubes de polvo, utilizando la óptica adaptativa para resolver los detalles más delicados [2].

Debajo de la apariencia caótica de las imágenes ópticas del Hubble (recuperadas del archivo del Telescopio Espacial Hubble) las imágenes NACO mostraban dos galaxias inconfundibles, una espiral barrada y otra más irregular.

La sorpresa reside en la identificación de un tercer componente, claramente separado: una galaxia irregular bastante masiva que parece estar formando estrellas a una velocidad frenética.
“Los ejemplos de fusiones de tres galaxias de tamaños similares son muy escasos”, dice Petri Väisänen, autor principal del artículo que informa los resultados. “Solamente las observaciones en el infrarrojo cercano del VLT permitieron identificar la naturaleza triple del sistema en este caso”.

A causa del parecio de este sistema con un ave, el objeto fue bautizado como tal, siendo la “cabeza” el tercer componente, y estando el “corazón” y el “cuerpo” compuestos por los núcleos de las dos galaxias mayores, ubicados en el medio de colas de marea, las “alas”. Estas últimas se extienden por más de 100 000 años-luz, o sea el tamaño de nuestra propia Vía Láctea.

ESO PR Photo 55b/07 – Anatomía de un pájaro: Imagen tomada por el instrumento NACO en la banda K, indicando también las diferentes partes del “Pájaro”. En el corazón del ave hay una espiral barrada, y al sur de la misma una galaxia masiva fuertemente distorsionada, mientras que la cabeza consiste de una galaxia irregular con formación estelar muy activa. El norte está arriba y el este a la izquierda. © ESO (cliquear en la imagen para ampliarla)

La subsecuente espectroscopía óptica realizada con el nuevo Gran Telescopio Sudafricano y datos de infrarrojo medio de archivo del observatorio espacial Spitzer de la NASA, confirmaron la naturaleza separada de la “cabeza”, pero también agregaron más sorpresas. La cabeza y las partes mayores del “Pájaro” se están separando a una velocidad de más de 1,4 millones de kilómetros por hora. La observación de velocidades tan altas con muy raras en galaxias fusionantes. Al mismo tiempo, la cabeza parece ser la fuente principal de luminosidad infrarroja en el sistema, aunque es la más pequeña de las tres galaxias.

“Parecería ser que NACO ha capturado la acción precisamente en el momento del primer sobrevuelo a alta velocidad de la galaxia “cabeza” a través del sistema formado por las otras dos galaxias”, dice Seppo Mattila, miembro del equipo descubridor. “Estas dos galaxias deben haberse juntado antes, hace probablemente unos doscientos millones de años”.

La “cabeza” está violentamente formando estrellas, a una tasa de casi 200 masas solares por año, mientras que las otras dos galaxias parecen estar en una época más tranquila de su historia de formación esterlar inducida por la interacción de ambas.

El “Pájaro” pertenece a la prestigiosa familia de las galaxias infrarrojas luminosas, con una luminosidad infrarroja casi mil millones de veces superior a la del Sol. Por largo tiempo, se ha pensado que esta familia de galaxias indica acontecimientos importantes de la evolución galáctica, tales como las fusiones galácticas, que a su vez disparan estallidos de formación estelar, y que en último término pueden llevar a la formación de una única galaxia elíptica.

Los descubrimientos presentados aquí son informados en un artículo que aparecerá en un futuro número de la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society ("Adaptive optics imaging and optical spectroscopy of a multiple merger in a luminous infrared galaxy", by P. Väisänen" et al.).

NOTAS

[1] El equipo está compuesto por P. Väisänen, A. Kniazev, D. A. H. Buckley, L. Crause, Y. Hashimoto, N. Loaring, E. Romero-Colmenero, y M. Still (SAAO, South Africa), S. Mattila (Tuorla Observatory, Finland), A. Adamo and G. Östlin (Stockholm University, Sweden), A. Efstathiou (Cyprus College, Nicosia, Cyprus), D. Farrah (Cornell University, USA), P. H. Johansson (Universitäts-Sternwarte München, Germany), E. B. Burgh and K. Nordsieck (University of Wisconsin, USA), P. Lira (Universidad de Chile, Santiago, Chile), A. Zijlstra (University of Manchester, UK ), y S. Ryder (AAO, Australia).

[2] La resolución final fue superior a una décima de arcosegundo, es decir, el ángulo sostenido por una moneda de 2 centímetros vista desde una distancia de 40 kilómetros. Esto equivale, aproximadamente, a un factor de 600 mejor que lo que puede distinguir un ojo humano agudo.

Artículo original: ESO Press Release 55/07
Título: “Anatomy of a Bird”
Fecha: Diciembre 21, 2007
Enlace con el artículo original:aquí

¿El universo es zurdo?

El proyecto web Galaxy Zoo ha reportado resultados preliminares para su esfuerzo de clasificar un millón de galaxias según su tipo y rotación. Los científicos necesitan estos datos para comprobar hipótesis sobre la evolución galáctica y la estructura cósmica a gran escala.

NGC 4414, ejemplo de galaxia espiral con rotación anti-horaria. © Hubble Heritage (cliquear en la imagen para ampliarla)

Los hallazgos preliminares indican que el universo posee una propiedad denominada “lateralidad”. La mayoría de las galaxias observadas hasta ahora rotan en sentido anti-horario. Esto necesita ser explicado, ya que según las teorías convencionales las características básicas tales como la rotación deberían mostrar una distribución aleatoria. Los responsables del proyecto anunciaron sus descubrimientos en un foro de discusión para los voluntarios en el sitio web de Galaxy Zoo.

El examen de la lateralidad requiere la observación de muchas galaxias diferentes, a los efectos de proporcionar datos suficientes para las comprobaciones estadísticas coherentes. Esfuerzos tales como la Prospección Digital Sloan del Cielo (SDSS = Sloan Digital Sky Survey) proporcionan grandes cantidades de galaxias para observar, pero en el mundo no hay astrónomos suficientes como para examinar un millón de galaxias en un corto período.

Galaxy Zoo reclutó observadores aficionados para desplegar una capacidad básica del cerebro humano para reconocer patrones, y los participantes examinan imágenes galácticas de la prospección. Primero, deciden si la forma de la galaxia es espiral o elíptica, y luego determinan la dirección en que giran los brazos espirales.

El proyecto es una colaboración entre investigadores de las Universidades de Oxford y de Portsmouth en el Reino Unido y de la Universidad Johns Hopkins de los EE.UU., y utilizan datos del SDSS II. La empresa Fingerprint Digital Media de Belfast desarrolló el sitio web.

En el informe preliminar, los organizadores de Galaxy Zoo alabaron fuertemente a los participantes por su duro trabajo y su habilidad. “Gracias a todos por formar parte de este emocionante proyecto astronómico”, dice un mensaje del 22 de octubre de 2007 enviado por Christopher Lintott, quien ayuda a dirigir el proyecto en la Universidad de Oxford. “En el último mensaje de noticias dijimos que esperábamos llegar a 20 clasificaciones por galaxia, pero gracias al esfuerzo de cien mil de ustedes, hemos sobrepasado largamente esa meta. Ahora, cada galaxia ha sido clasificada por muchos de ustedes, y resultó que todos son unos astrónomos fabulosos”.

Ahora, los científicos del proyecto están redactando los primeros informes de investigación basados en las nuevas observaciones. También esperan utilizar los telescopios del Observatorio de Kitt Peak para estudiar algunos importantes objetos no galácticos descubiertos en la prospección. Entre estos se incluyen las lentes gravitacionales, objetos masivos que permiten a los astrónomos otear entre los rincones más lejanos del universo.

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NOTA:Traducido del artículo de Astrobiology Magazine Galaxy Zoo finds universe is left-handed, por Daniel Pendick. Las imágenes han sido añadidas por el traductor
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El sistema solar, ordenado

En los últimos años, gracias a los descubrimientos científicos, el sistema solar ha dejado de ser el mismo que estudiamos en el colegio. Y precisamente eso fue lo que me hizo notar una amiga y lectora de Córdoba, Argentina, que luego de haber leído mi último artículo sobre Éride, me pidió que escribiera algo que pusiera en orden los conocimientos del día de hoy. Fue así que preparé este pequeño resumen-diagrama de nuestro actual Sistema Solar que, sin entrar en detalles, intenta exponer una visión algo más clara y comprensiva para los aficionados a la astronomía y a la ciencia en general.

(Última actualización: octubre 2008)

Para Pat Mac Dougall, artista excepcional

Sistema solar, mostrando los ocho planetas y el Cinturón de Asteroides © Wikipedia

I - ESTRELLA CENTRAL O PRIMARIA

El Sol es una estrella enana amarilla tipo espectral G2, alrededor de la cual orbitan todos los cuerpos del sistema solar.

Nuestra estrella, el Sol © Wikipedia

Nació hace unos 5 000 millones de años a partir de una gigantesca nube de gas y polvo que se condensó y de la cual también surgieron los demás objetos del sistema solar, y probablemente vivirá otro tanto, antes de convertirse primero en gigante roja y luego en enana blanca. Tiene un diámetro de 1 392 000 kilómetros y una masa equivalente a 333 400 Tierras.

La distancia media que nos separa de nuestro Sol se denomina Unidad Astronómica (UA) y equivale a unos 150 millones de kilómetros (para ser más exactos, son 149 597 871 km).

II - PLANETAS

Según resolución del 24 de agosto de 2006 de la Unión Astronómica Internacional, son objetos que cumplen las siguientes condiciones:

- Orbitan alrededor del Sol
- Su gravedad es suficiente como para superar la fuerza de cuerpo rígido, adquiriendo un equilibrio hidrostático (su forma es prácticamente esférica).
- No son satélites de otro planeta.
- Han limpiado la vecindad de su órbita.

Acorde a esta definición, los planetas de nuestro sistema son (por orden de distancia al Sol):

1 - Mercurio
2 - Venus
3 - La Tierra
4 - Marte
5 - Júpiter
6 - Saturno
7 - Urano
8 - Neptuno

Los ocho planetas del sistema solar

Los planetas que giran alrededor de otras estrellas y que cumplen las mismas condiciones son llamados generalmente exoplanetas o planetas extrasolares. Sin embargo, a la fecha no hay todavía una denominación oficial para ellos. Por supuesto, incluyen también una condición más, y es no tener la masa suficiente (unas 13 masas-Júpiter) como para que en su núcleo se produzca la fisión nuclear de deuterio.

III – PLANETAS ENANOS

- Orbitan alrededor del Sol
- Su gravedad es suficiente como para superar la fuerza de cuerpo rígido, adquiriendo un equilibrio hidrostático (su forma es prácticamente esférica).
- No son satélites de otro planeta.
- No han limpiado la vecindad de su órbita.

El planeta enano Plutón y sus lunas Caronte, Hidra y Nix. © Wikipedia

Según resolución de la UAI, los planetas enanos se dividen en dos grandes grupos:

- Planetas enanos tipo Ceres
- Plutoides

A la vez, estos planetas enanos se incluyen también dentro de otras clasificaciones, según la región del sistema solar en que se encuentren y algunas otras características.

III-A- Planetas enanos tipo Ceres

Esta categoría comprende a los planetas enanos que se encuentran en el Cinturón de Asteroides, pero como Ceres es el único del grupo en cuestión, hasta ahora la UAI no ha considerado necesario darle un nombre oficial. Por lo tanto, lo enumeraré en solitario:

- Ceres (asteroide)

III-B- Plutoides

Los plutoides son planetas enanos trans-neptunianos (es decir, que recorren órbitas cuyo semi-eje mayor es mayor que el de la órbita de Neptuno). El objeto prototipo del grupo es Plutón. A la fecha, cuatro de ellos han sido categorizados y nombrados por la UAI, que son (por orden de tamaño):

- Éride (o “Eris”: se discute la traducción de su nombre al español) (objeto del Disco Difuso)
- Plutón (plutino)
- Haumea (cubewano)
- Makemake (cubewano)

NOTA 1: La información que aparece entre paréntesis junto a los nombres corresponde a ciertas características orbitales (ver más adelante en este artículo la sección IV-D-1- Cinturón de Kuiper)

NOTA 2: Podrían llegar a ser incluidos en la categoría (por orden de tamaño):

- Sedna
- Varuna
- Quaoar
- Orcus

A estos se agregan otros más cuyo número total podría ser de más de 40.

IV – CUERPOS MENORES

Todos los objetos que orbitan alrededor del Sol y que no son planetas o planetas enanos, se consideran colectivamente como “cuerpos menores del sistema solar”.

Por lo tanto, son cuerpos menores:

- Los asteroides clásicos (excepto Ceres).
- Los centauros y los troyanos de Neptuno.
- Los objetos transneptunianos más pequeños (exceptuando a los que poseen suficiente masa como para haber alcanzado el equilibrio hidrostático).
- Los cometas.

Es posible que algunos de los cuerpos menores más grandes puedan reclasificarse en el futuro, incluyéndolos entre los planetas enanos, si se comprueba que alcanzan el equilibrio hidrostático.

IV-A- Asteroides

Son cuerpos carbonáceos (75%), rocosos (17%) o metálicos (8%) de tamaño variado que va desde unos pocos centímetros hasta 1 000 kilómetros y que giran alrededor del Sol en órbitas interiores a la de Neptuno. Su nombre significa “parecidos a estrellas” y les fue dado por el astrónomo John Herschel poco después de que fueran descubiertos los primeros de ellos. Son material sobrante del sistema solar en formación que nunca llegó a aglutinarse para formar planetas.

Precisamente por eso, su estudio es importante porque nos da una idea de la composición de la nube de gas y polvo que dio origen a nuestro sistema. Y quizás algún día sirvan también como fuente de metales (minería espacial).

La mayoría de ellos recorre órbitas más o menos estables entre Marte y Júpiter, aunque algunos son desviados por causas gravitatorias a órbitas que cruzan las de los planetas.

Por su posición en el sistema solar se los clasifica como:

- NEOs (objetos cercanos a la Tierra)
- Objetos pertenecientes al Cinturón de Asteroides.

IV-A-1- NEOs

Son asteroides con órbitas muy cercanas a la de la Tierra, o que la cortan. Algunos de ellos, con órbitas muy excéntricas, son probablemente cometas extintos que han perdido sus componentes volátiles y que provienen del Cinturón de Kuiper o incluso de más lejos. El resto proviene seguramente del Cinturón de Asteroides, de donde han sido desviados por interacciones gravitatorias con Júpiter o por choques entre ellos mismos.

Se los agrupa en tres familias:

- Asteroides Atón
- Asteroides Apolo
- Asteroides Amor

IV-A-1-a- Asteroides Atón

Sus períodos (tiempo de recorrido orbital) son inferiores a un año y sus órbitas tienen un radio ligeramente igual o menor a 1 UA, por lo cual normalmente se encuentran dentro de la órbita terrestre, aunque algunos pueden acercarse demasiado para nuestra tranquilidad.

Los más conocidos son Atón, Athor y Apofis. Este último tiene un período orbital de 323 días y su trayectoria lo lleva a cruzar la órbita de nuestro planeta dos veces en cada giro alrededor del Sol, por lo cual está siendo estudiado con mucho detenimiento, especialmente en sus próximas aproximaciones. La de 2029 ya ha sido descartada como peligrosa, pero todavía quedan dudas con respecto a la de 2036.

IV-A-1-b- Asteroides Apolo

Su perihelio (distancia mínima al Sol) es menor que el de la Tierra, y su afelio (distancia máxima al Sol) se encuentra más allá de la órbita terrestre. De los conocidos el más grande es Sísifo, con un diámetro de aproximadamente 10 kilómetros. Otro muy grande es Geographos, con una extensión de 5,1 km x 1,8 km.

Un choque con cualquiera de ambos podría resultar en la extinción casi total de las formas superiores de vida de nuestro planeta, y aún los más pequeños pueden causar daños muy importantes. Por eso, se los vigila continuamente tratando de localizar a todos los que puedan llegar a tener un acercamiento peligroso, o sea menor a un millón de kilómetros. En comparación, recordemos que la distancia Tierra-Luna es de 384 400 kilómetros.

IV-A-1-c- Asteroides Amor

Son asteroides cuyas órbitas los ubican entre la Tierra y Marte, aunque algunos de ellos incluso cruzan la órbita de este último. Los más conocidos de esa familia son Eros y Amor.

IV-A-2 Cinturón de asteroides

La mayoría de los asteroides conocidos orbitan en una agrupación conocida como Cinturón de Asteroides, que se encuentra entre las órbitas de Marte y Júpiter, a una distancia de entre 2 y 3,5 Unidades Astronómicas. Recorren sus órbitas en períodos de 3 a 6 años.

Sistema solar interior, mostrando el Cinturón de Asteroides. © Wikipedia

El mayor de los objetos que componen este grupo es Ceres, que sin embargo, y a partir de 2006, ya no es un asteroide sino un “planeta menor”. Curiosamente, desde su descubrimiento en 1801 y hasta la década de 1850, en que se descubrieron otros asteroides en esa región, a Ceres se lo consideró como un planeta. Se estima que la masa total de los objetos del Cinturón de Asteroides equivale aproximadamente a un 4% de la masa de nuestra Luna, y de ese total Ceres se queda con un 32%.

A partir de la reclasificación de Ceres, el mayor de los asteroides pasó a ser Vesta (530 km de diámetro medio y un 9% de la masa total del Cinturón).

IV-B- Troyanos

Se denomina “asteroides troyanos” a un grupo de asteroides que se mueven en la órbita de Júpiter, a 60º por delante y por detrás de éste, en los llamados “puntos de Lagrange”. Los que se encuentran en el punto L4 (el que precede a Júpiter) recibieron nombres de héroes griegos, y familiarmente se los conoce como “griegos”, mientras que los del punto L5 (el que sigue a Júpiter) recibieron nombres de héroes defensores de Troya, y por eso comúnmente se los conoce como “troyanos”. El más grande de todos es Héctor, y mide unos 370 x 195 km.

Marte también cuenta con un asteroide troyano, Eureka, que ocupa el punto L5 de su órbita. También se han identificado algunos otros, aunque por una resolución de 2005, el Centro de Planetas Menores de la UAI no reconoce a ningún asteroide troyano marciano, a causa de ciertas especulaciones poco fidedignas publicadas en un grupo de discusión de internet.

Por su parte, Neptuno también posee dos asteroides troyanos que se consideran separados del resto de los del sistema solar por su ubicación. Estos son conocidos como “2001 QR322” y “2004 UP10” y se encuentran en el punto L4. A la fecha, hay otros tres “posibles troyanos de Neptuno”, que son 2005 TN53, 2005 TO54 y 2006 RJ103. Todos ellos se encuentran en el punto L4 y están listados en la “Lista de Troyanos de Neptuno” del Centro de Planetas Menores de la UAI.

IV-C- Centauros

Son objetos helados que orbitan alrededor del Sol entre Júpiter y Neptuno y que cruzan las órbitas de los gigantes gaseosos. Los más conocidos son Quirón y Chariklo. Sus órbitas son inestables, dentro de una escala temporal de 106-107 años.

Es posible que se encuentren en una etapa de transición desde el Cinturón de Kuiper hacia la familia de Júpiter de cometas de período corto.

IV-D- Objetos transneptunianos

Son llamados así todos los objetos del sistema solar que se encuentran más allá de la órbita de Neptuno. Denominados comúnmente en forma genérica como TNOs (Trans-Neptunian Objects), la zona del espacio que ocupan se divide en tres regiones:

- Cinturón de Kuiper
- Disco disperso
- Nube de Oort

IV-D-1- Cinturón de Kuiper

Los cuerpos que se encuentran en esta región reciben genéricamente el nombre de Objetos del Cintúrón de Kuiper, utilizándose para ellos la abreviatura KBO ((Kuiper Belt Objects() .El Cinturón de Kuiper es un conjunto de objetos de naturaleza cometaria que orbitan al Sol a una distancia de entre 30 a 50 Unidades Astronómicas y que forma una especie de corona solar relativamente plana con respecto a la eclíptica.

El Cinturón de Kuiper, mostando la órbita de Neptuno (interior) y la de Plutón (dentro del Cinturón).

Se los puede sub-dividir en tres categorías:

- Cubewanos (con órbitas bastante circulares)
- Plutinos (con órbitas relativamente excéntricas)
- Twotinos (similares a los Plutinos)

IV-D-1-a- Cubewanos

Son objetos clásicos del Cinturón de Kuiper. Sus órbitas son casi circulares y se encuentran mucho más lejos que Neptuno y no son afectados por las influencias gravitatorias de este o algún otro planeta.

IV-D-1-b- Plutinos

Forman parte de la porción interior del Cinturón de Kuiper. Se encuentran en resonancia orbital de 3:2 con relación a Neptuno, es decir, que completan dos órbitas alrededor del Sol en el mismo tiempo en que Neptuno realiza tres.

El principal de ellos (y que da nombre al grupo) es Plutón.

IV-D-1-c- Twotinos

Similares a los plutinos, pero con una resonancia orbital de 2:1 con Neptuno (completan una órbita en el mismo tiempo que Neptuno completa 2).

IV-D-2- Disco Difuso

También conocido como Disco Disperso. Es una región del sistema solar cuya parte se solapa con el Cinturón de Kuiper, a unas 30 UA y que se extiende hasta varios centenares de UA y comprende otras inclinaciones por encima y por debajo del plano de la eclíptica.

Los objetos que lo integran son conocidos como SDOs (Scattered-Disk Objects) y son cuerpos helados, algunos con más de 1 000 kilómetros de diámetro. Probablemente se formaron en el Cinturón de Kuiper y luego fueron desplazados por la interacción gravitatoria con otros planetas, especialmente Neptuno.

Éride es un ejemplo de SDO. Sedna también está entre ellos, aunque algunos consideran que en realidad es un objeto de la región interior de la Nube de Oort.

IV-D-3 Nube de Oort

Es una gran nube de cuerpos helados de carácter cometario que rodea al sistema solar a una distancia de aproximadamente 100 000 UA (o sea 1,5 años luz). En 1950 el astrónomo holandés Jan Hendrik Oort estudió las órbitas de 19 cometas y descubrió que procedían de esa zona, explicando así el origen y persistencia (aparición continua y renovada de nuevos objetos) de los cometas que llegan hasta el interior del sistema solar.

La Nube de Oort, rodeando completamente al sistema solar. © www.daviddarling.info

Los cuerpos de la Nube de Oort se formaron en los principios del sistema y fueron expulsados hacia esa región tras el paso cercano con los planetas gigantes, especialmente Júpiter. Se estima que la masa total de esos objetos equivale a unas 40 masas-Tierra.

La Nube de Oort está tan lejos que hasta ahora solamente ha podido identificarse un objeto que posiblemente pertenezca a ella, más específicamente de una pequeña nube de su región interior. Ha recibido el nombre de Sedna (una gigantesca deidad innuit que vivía en las profundidades gélidas del mar Ártico) y posee una órbita altamente elíptica. Es candidato a planeta enano.

IV-E- Cometas

Los cometas son cuerpos celestes que describen órbitas de gran excentricidad (es decir, son muy “estiradas”) y de largo período.

A diferencia de los asteroides, están compuestos por materiales que se subliman (es decir que pasan del estado sólido al gaseoso) al acercarse al Sol. Ya a gran distancia de nuestra estrella (de 5 a 10 UA) esos materiales crean una atmósfera de gas y polvo denominada “coma”.

Al acercarse aún más al Sol, el viento solar azota la coma y la ioniza, creando la cola o cabellera característica de los cometas (de la cual reciben su nombre a partir de la palabra griega que significa “cabellera”, y a la que los científicos conocen como “cauda”. Como su origen se debe al viento de partículas que proviene del Sol, esa cola siempre apunta hacia el lado opuesto al de nuestro astro central.

Cola principal (en azul) y cola secundaria (en amarillo) de un cometa. © Wikipedia

Provienen principalmente de la Nube de Oort (los de período más largo) y del Cinturón de Kuiper (los de período más corto). Se supone que un cometa puede llegar a pasar hasta 2 000 veces cerca del Sol antes de sublimarse completamente.

En su trayectoria, va dejando por detrás una gran cantidad de fragmentos que permanecen en su misma órbita. Cuando la Tierra intercepta esta órbita cometaria llena de fragmentos, éstos penetran en la atmósfera y crean las “estrellas fugaces” o “lluvias de meteoros”. Por ejemplo, en mayo y octubre se pueden ver dos lluvias de meteoros producidas por los fragmentos del cometa Halley: las “eta Acuáridas” y las “Leónidas”.

El estudio de los cometas resulta también muy importante, ya que guardan en ellos restos prístinos (no contaminados) de los gases y del polvo de la nube cósmica original. Recientemente, por ejemplo, la sonda Stardust volvió con material del cometa Wild 2.
Como los asteroides, los cometas pueden acercarse peligrosamente a la Tierra. Se cree que la así llamada “catástrofe del Tunguska”, ocurrida en Siberia en 1908, se debió a un cometa que chocó contra la atmósfera de nuestro planeta y estalló en el aire, a varios kilómetros de altura, con la fuerza de una bomba atómica de 10 o 15 megatones y produciendo incendios y abatiendo miles de árboles de la taigá en un área de 2 150 km2, a la vez que rompía vidrios y tiraba gente al suelo incluso a una distancia de 400 kilómetros.

El cometa Hyakutake. © cienciaciencia.com.ar