Un nuevo rostro para la Vía Láctea

Nuestra galaxia ha perdido dos de sus brazos espirales.

Durante décadas, los astrónomos han estado ciegos con respecto a cómo se ve realmente nuestra galaxia, la Vía Láctea. Después de todo, estamos en el medio de ella y no podemos salir a dar un paseo para obtener una vista a vuelo de pájaro.

Ahora, nuevas imágenes obtenidas por el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA están arrojando nueva luz sobre la verdadera estructura de la Vía Láctea, revelando que posee únicamente dos grandes brazos, en lugar de los cuatro que previamente se suponían.

La nueva Vía Láctea Como exploradores que cartografían los continentes de nuestro globo, los astrónomos están muy ocupados en mapear la estructura espiral de nuestra galaxia, la Vía Láctea. © NASA/JPL-Caltech

“Spitzer nos ha proporcionado un punto de partida para re-pensar la estructura de la galaxia”, dijo Robert Benjamin, de la Universidad de Wisconsin, Whitewater, quien presentó los nuevos resultados el 02 de junio de 2008 en una conferencia de prensa del 212o. encuentro de la Sociedad Astronómica Americana en Saint Louis, Missouri. “Continuaremos revisando nuestra imagen, de la misma manera en que los primeros exploradores que navegaban alrededor del globo debían revisar continuamente sus mapas”.

Desde la década de 1950 los astrónomos han estado produciendo mapas de la Vía Láctea. Los modelos primitivos estaban basados en las observaciones del gas de la galaxia, y sugerían una estructura espiral con cuatro grandes brazos productores de estrellas, denominados Norma, Scutum-Centaurus, Saggitarius y Perseus (es decir, La Escuadra, El Escudo-Centauro, Sagitario y Perseo, por los nombres en castellano de las constelaciones en que se encontraban). Además de los brazos, hay bandas de gas y polvo en la región central de la galaxia. Nuestro Sol se encuentra cerca de un brazo pequeño y parcial denominado Brazo de Orión, o Espuela de Orión, localizado entre los brazos de Sagitario y Perseo.

“Durante años, la gente creó mapas de toda la galaxia basados en estudios realizados sobre apenas una parte de ella, o utilizando un único método”, dijo Benjamin. “Desafortunadamente, cuando se comparaban los modelos de varios grupos, no siempre concordaban. Era algo así como estudiar un elefante con los ojos vendados”.

Grandes prospecciones infrarrojas del cielo llevadas a cabo en la década de 1990 llevaron a algunas revisiones importantes de estos modelos, incluyendo el descubrimiento de una enorme barra de estrellas en el medio de la Vía Láctea. La luz infrarroja puede penetrar a través del polvo, de modo que los telescopios diseñados para captar esta luz ofrecen mejores vistas de nuestro polvoriento y apiñado centro galáctico. En 2005, Benjamin y sus colegas utilizaron los detectores infrarrojos de Spitzer para obtener una detallada información sobre nuestra barra galáctica, y descubrieron que se extendía más lejos desde el centro de la galaxia de lo que se pensaba anteriormente.

Ahora, el equipo de científicos tiene nuevas imágenes infrarrojas obtenidas con Spitzer de una extensa porción de la Vía Láctea, que se extiende por 130 grados a lo largo del cielo y un grado por encima y por debajo del plano medio de la galaxia. Este enorme mosaico combina 800 000 instantáneas e incluye más de 110 millones de estrellas.

Benjamin desarrolló programas computacionales que cuentan las estrellas, midiendo así la densidad estelar. Cuando él y sus compañeros contaron las estrellas en la dirección del brazo Escudo-Centauro, notaron un aumento en sus números, como podría esperarse para un brazo espiral. Pero cuando miraron en la dirección donde esperaban encontrar a los brazos de Sagitario y Escuadra, no hubo ningún salto en la cantidad de estrellas. El cuarto brazo, Perseo, se enrosca alrededor de la porción externa de la galaxia, y no puede ser visto en las nuevas imágenes de Spitzer.

Estos hallazgos sugieren que la Vía Láctea posee dos brazos espirales principales, una estructura común en el caso de las galaxias barradas. Estos brazos principales, Escudo-Centauro y Perseo, contienen las mayores densidades tanto de estrellas jóvenes y luminosas como de las más viejas conocidas como gigantes rojas. Los dos brazos menores, Sagitario y Escuadra, están llenos de gas y de bolsillos de estrellas jóvenes. Benjamin comentó que los dos brazos mayores parecen conectarse muy bien con los extremos de la barra galáctica central.

El telescopio espacial Spitzer en órbita heliocéntrica. © NASA/JPL-Caltech

“Ahora, podemos hacer encajar los brazos con la barra, como las piezas de un rompecabezas”, dijo Benjamin, “y podemos así mapear la estructura, la posición y el ancho de esos brazos por primera vez”. Observaciones infrarrojas previas descubrieron indicios de una Vía Láctea con dos brazos, pero estos resultados no eran claros porque la posición y ancho de los brazos eran desconocidos.

Aunque los brazos galácticos parecer ser rasgos intactos, en realidad las estrellas se están moviendo constantemente hacia dentro y hacia fuera de ellos mientras orbitan alrededor del centro de la Vía Láctea, como los viajeros de Londres en un agitado círculo de tránsito. Nuestro Sol pudo alguna vez haberse encontrado en un brazo diferente. Desde que se formó, hace más de cuatro mil millones de años, ha viajado dieciséis veces alrededor de la galaxia.

Entre los co-investigadores de este estudio se encuentran Ed Churchwell, Marilyn Meade y Brian Babler de la Universidad de Wisconsin, Madison; Barbara Whitney del Space Science Institute, Madison, Wis.; Rémy Indebetouw de la Universidad deVirginia, Charlottesville; y Christer Watson del Manchester College, Ind.

El Laboratorio de Propulsión a Chorro (JPL) en Pasadena, California, gerencia la misión Spitzer para el Directorio de Misiones Científicas de la NASA, en Washington. Las operaciones científicas se llevan a cabo en el Centro Científico Spitzer del Instituto de Tecnología de California (Caltech), también en Pasadena.

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Artículo original: “Two of the Milky Way’s Spiral Arms go Missing”
Fecha: Junio 02, 2008
Enlace con el artículo original: aquí
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Un termómetro molecular para el universo distante

Comunicado de Prensa ESO PR 13/08.

Primera medición precisa de la temperatura de la radiación cósmica de fondo en una época temprana.

Los astrónomos han utilizado el VLT (Very Large Telescope = Telescopio Muy Grande) de ESO (European Southern Observatory = Observatorio Austral Europeo) para detectar, por primera vez en el ultravioleta, la molécula de monóxido de carbono en una galaxia ubicada a casi 11 mil millones de años-luz de distancia, una proeza que ha permanecido esquiva por 25 años. Esta detección les permite obtener la medición más precisa de la temperatura cósmica en una época tan remota.

ESO PR Photo 13a/08 – Descubriendo galaxias ocultas Galaxias muy ocultas pueden ser descubiertas a través de la impresión que su gas interestelar deja en el espectro de un quásar más lejano. Las nubes interestelares de gas absorben parte de la luz emitida por los quásares. El espectro resultante presenta “valles” oscuros que pueden ser atribuidos a elementos y posiblemente a moléculas bien conocidas. En esta representación esquemática, el VLT observa (D) los rasgos asociados con tres sistemas, localizados a diferentes distancias (A, B y C) y cuya luz es, por lo tanto, desplazada en cantidades diferentes. El quásar, que actúa como un fanal, es el objeto brillante que se ve a la izquierda de la imagen. © ESO

El equipo de astrónomos [1] apuntó el espectrógrafo UVES del VLT de ESO durante más de 8 horas hacia una galaxia escondida cuya luz ha tardado más de 11 mil millones de años en alcanzarnos, lo que significa aproximadamente el 80% de la edad del universo.

La única forma en que esta galaxia puede ser vista es a través de la impresión que su gas interestelar deja en el espectro de un quásar aún más distante [2]. “Los quásares se utilizan aquí únicamente como un fanal en el universo muy lejano. Las nubes interestelares de gas de las galaxias, localizadas entre los quásares y nosotros a lo largo de la misma línea de visión, absorben parte de la luz emitida por los quásares. Consecuentemente, el espectro resultante presenta “valles” oscuros que pueden ser atribuidos a elementos, e incluso moléculas, bien conocidos”, explica Raghunathan Srianand (Pune, India), quien encabezó el equipo que realizó las observaciones.

Gracias al poder del VLT y de una selección muy cuidadosa del objeto (el objeto fue elegido entre unos diez mil quásares) el equipo pudo descubrir la presencia de hidrógeno molecular normal y deuterado (H2, HD) y de moléculas de monóxido de carbono (CO) en el medio interestelar de esta galaxia remota. “Esta es la primera vez que estas tres moléculas han sido detectadas por absorción en frente a un quásar, una detección que ha permanecido esquiva por un cuarto de siglo”, dice Cédric Ledoux (ESO), uno de los miembros del equipo.

El mismo equipo ya había marcado un récord para la detección más distante de hidrógeno molecular en una galaxia que se puede ver tal como era cuando el universo tenía menos de mil quinientos millones de años de edad (Véase, en inglés, ESO PR 16/06: Physics in Universe's Youth).

El gas interestelar es el reservorio a partir del cual se forman las estrellas y, como tal, es un componente importante de las galaxias. Más aún, como la formación y el estado de las moléculas son muy sensibles a las condiciones físicas del gas, que a su vez dependen de la tasa a la que se forman las estrellas, el estudio detallado de la química del medio interestelar es una herramienta importante para comprender cómo se forman las galaxias.

Basados en sus observaciones, los astrónomos demostraron que las condiciones físicas prevalecientes en el gas interestelar de esta remota galaxia son similares a las que se observan en nuestra propia galaxia, la Vía Láctea.

ESO PR Photo 13b/08 – La molécula CO en el universo distante. Espectro de un quásar muy distante en el cual se pueden ver las impresiones dejadas por una galaxia localizada a casi 11 000 millones de años-luz de distancia. Varias bandas de monóxido de carbono (CO), así como bandas de hidrógeno molecular normal y deuterado (H2, HD), fueron identificadas por los astrónomos. Las intensidades diferentes de las bandas de CO permitieron a los científicos inferir la temperatura de la radiación cósmica de fondo en esa remota época. © ESO

Lo que es más importante aún, el equipo fue capaz de medir con la mayor precisión lograda hasta ahora la temperatura de la radiación cósmica de fondo en el universo remoto [3]. “A diferencia de otros métodos, la medición de la temperatura de la radiación cósmica de fondo utilizando la molécula de CO implica muy pocas presunciones”, declara el co-autor Pasquier Noterdaeme.

Si el universo se formó en un “Big Bang”, como supone la mayor parte de los astrofísicos, el resplandor de esta bola de fuego primigenia debería haber sido más caliente en el pasado. Esto es exactamente lo que encontraron las nuevas mediciones. “Dada la temperatura actual medida en 2,725 K, uno podría suponer que la temperatura hace unos 11 mil millones de años debería ser de unos 9,3 K”, dice el co-autor Patrick Petitjean. “Nuestro conjunto único de observaciones con el VLT nos permite deducir que una temperatura de 9,15 K, más o menos 0,7 K, está notablemente de acuerdo con la teoría”. “Creemos que nuestro análisis es pionero en los estudios de la química interestelar en el gran desplazamiento al rojo, y que demuestra que es posible, junto con la detección de otras moléculas tales como HD o CH, utilizar la química interestelar para desentrañar importantes cuestiones cosmológicas”.

Los resultados descritos aquí han sido presentados en una Carta al Editor en Astronomy and Astrophysics: "First detection of CO in a high-redshift damped Lyman-alpha system", by R. Srianand et al.).

NOTAS

[1] El equipo está integrado por Raghunathan Srianand (IUCAA, Pune, India), Pasquier Noterdaeme y Cédric Ledoux (ESO), y Patrick Petitjean (IAP, Francia). El mismo equipo ya había realizado las primeras mediciones de la temperatura de la radiación cósmica de fondo en una época en que el universo tenía solamente unos 2 500 millones de años de edad, utilizando también el UVES adosado al VLT. En esa instancia únicamente pudieron medir una temperatura en el rango entre 6 y 14 K.

[2] Los quásares son objetos extraordinariamente luminosos que se encuentran en el universo distante, y que según se cree son producidos por agujeros negros súper masivos en el corazón de las galaxias. Un único quásar puede ser más luminoso que toda una galaxia de cien mil millones de estrellas, e incluso entonces esta notable cantidad de energía se origina en un volumen menor que nuestro sistema solar.

[3] Una de las predicciones fundamentales de la teoría del Big Bang caliente para la creación del universo es la existencia de la radiación de microondas cósmica de fondo (CMBR = Cosmic Microwave Background Radiation, por sus siglas en inglés). Esta radiación es una reliquia de la bola de fuego primigenia y fue descubierta en 1964 a través de observaciones de radio realizadas por los físicos estadounidenses Arno A. Penzias y Robert W. Wilson, quienes recibieron el premio Nóbel en 1978. Más tarde, observaciones de precisión realizadas por los satélites COBE y WMAP demostraron que esta antigua radiación llena el universo, con una temperatura actual ligeramente menor a los 3 grados sobre el cero absoluto (2,725 K o -270,4 grados Celsius). Una predicción particular de la teoría del Big Bang es que el universo se enfría a medida que se expande, en una temperatura a escala con el factor de disolución del universo (1 + desplazamiento al rojo). En el desplazamiento al rojo de la galaxia (2,41837), se podría esperar una temperatura de 2,725 x (1 + 2,41837) = 9,315 K o -263,835 grados Celsius).

VLT de ESO en Paranal, Chile. © ESO

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Artículo original: ESO Press Release 13/08.
Título: “A Molecular Thermometer for the Distant Universe”
Fecha: Mayo 13, 2008
Enlace con el artículo original: aquí
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Juegos de sol en Paranal

Comunicado de Prensa ESO PR 12/08.

La plantilla de ESO comparte con nosotros imágenes asombrosas de fenómenos solares.

Cerro Paranal, hogar del Telescopio Muy Grande (VLT) de ESO, es en verdad uno de los mejores lugares astronómicos del mundo. Algunas imágenes asombrosas de los destellos azules y verdes, obtenidas por el personal de ESO en Paranal, y del así llamado “Gegenschein”, son buenas muestras de ello.

ESO PR Photo 12a/08 – Destello verde en Paranal Ejemplo de destello verde visto desde Cerro Paranal. La fotografía fue tomada por Stéphane Guisard (ESO). En esta página pueden verse muchos otras fotografías del fenómeno. Por favor, recuerde que mirar al Sol, especialmente si se hace a través de un artilugio óptico (cámara, telescopio, binocular, etc.), es muy peligroso y puede causar ceguera inmediata. No intente observar al Sol a menos que sepa exactamente qué es lo que está haciendo. © Stéphane Guisard (ESO)

La atmósfera terrestre es un prisma gigantesco que dispersa la luz solar. Las condiciones atmosféricas más ideales, tales como las que comúnmente se encuentran sobre el Cerro Paranal, llevan a la aparición de los así llamados destellos verdes y azules con la puesta del sol. Este fenómeno es tan popular en el lugar que ahora ya es una tradición para el personal de Paranal reunirse diariamente en la plataforma del telescopio para observar el ocaso y su posible destello verde antes de comenzar sus largas noches de observaciones.

Los destellos verdes y azules son acontecimientos fugaces que requieren una vista sin obstáculos del Sol poniente, y una atmósfera muy estable. Estas condiciones se encuentran a menudo en Paranal, una montaña de 2 635 metros de altitud en el desierto chileno de Atacama, donde el cielo está libre de nubes durante más de 300 días al año. Paranal es el hogar del Telescopio Muy Grande de ESO, un conjunto de cuatro telescopios de 8,2 metros y de cuatro telescopios auxiliares de 1,8 metros que conforman el telescopio óptico más avanzado del mundo.

ESO PR Photo 12b/08 – Destello azul en Paranal Guillaume Blanchard, otro integrante de la plantilla de ESO, pudo capturar este raro destello azul mientras observaba la puesta del sol desde la Residencia Paranal en Nochebuena. La imagen fue tomada con una cámara digital adosada a un telescopio de 480 mm de longitud focal. El muy intenso tono azul que se ve en la imagen, así como los bordes púrpura, no dejan ninguna duda sobre la realidad del fenómeno. © Gillaume Blanchard (ESO)

Stéphane Guisard, integrante de la plantilla de ESO, ha estado persiguiendo destellos verdes a lo largo de muchos años y pudo capturarlos en varias ocasiones. La imagen que se muestra más arriba es uno de los muchos ejemplos de su colección. “El reto mayor es capturar el destello verde mientras todavía se puede ver al Sol con todos sus colores”, dice Guisard.

Su colega Guillaume Blanchard ha tenido incluso más suerte. En Nochebuena, mientras era uno de los pocos en seguir la tradición de observar el ocaso, tuvo la oportunidad de inmortalizar un destello azul utilizando su telescopio de aficionado.

El astrónomo de ESO Yuri Beletsky también gusta de tomar fotografías desde Paranal, pero prefiere las vistas nocturnas. En algunas de ellas ha capturado otros efectos interesantes relacionados con el Sol: la así llamada luz zodiacal y el “Gegenschein”.

Tanto la luz zodiacal como el Gegenschein (que en alemán significa “contra-resplandor”) se deben a la luz solar reflejada por el polvo interplanetario. Son tan tenues que únicamente resultan visibles en lugares libres de contaminación lumínica.

ESO PR Photo 12d/08 – Gegenschein sobre el VLT En Paranal el cielo es tan oscuro que el famoso y esquivo Gegenschein puede ser contemplado allí en toda su gloria. Aquí se lo puede ver como una banda que corre diagonalmente desde arriba a la izquierda hasta abajo a la derecha. La imagen fue obtenida por Yuri Beletsky en octubre de 2007 utilizando una cámara digital equipada con una lente gran angular de 10 mm instalada sobre una montura ecuatorial portátil. La exposición total fue de 45 minutos. © Yuri Beletsky (ESO)

La mayor parte del polvo interplanetario del sistema solar se encuentra en la eclíptica, el plano cerca del cual los planetas se mueven alrededor del Sol, y la luz zodiacal y el Gegenschein se ven por lo tanto en la región centrada alrededor de la eclíptica. Mientras que la luz zodiacal se observa en la vecindad del Sol, el Gegenschein se ve en la dirección opuesta al Sol.

Cada una de las diminutas partículas de polvo, restos de cometas y asteroides, actúa como una pequeña Luna reflejando la luz proveniente de nuestra estrella central. “Si se pudieran observar las partículas individuales de polvo, entonces las que se encuentran en el medio del Gegenschein se verían como muy pequeñas Lunas llenas, mientras que las que se esconden en la zona tenue de la banda de polvo se verían como diminutas Lunas crecientes”, explica el astrónomo de ESO Colin Snodgrass. “Pero incluso el VLT no puede observar estas pequeñísimas partículas de polvo en el espacio. En cambio, en fotografías como ésta, vemos el efecto combinado de millones de partículas de polvo reflejando hacia nosotros la luz del Sol”.

ESO PR Photo 12c/08 – Luz zodiacal en Paranal Fotografía del cielo matutino sobre la Residencia Paranal tomada por el astrónomo de ESO Yuri Beletsky. Se puede ver la Vía Láctea con sus numerosas sendas de polvo y nebulosas asombrosas. La luz zodiacal resulta claramente visible como una banda de luz inclinada unos 40-50 grados con respecto a la Vía Láctea. También se puede observar en esta imagen al planeta Venus, justo sobre la Residencia. © Yuri Beletsky (ESO)

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Artículo original: ESO Press Release 12/08.
Título: “Solar Games at Paranal”
Fecha: Mayo 02, 2008
Enlace con el artículo original: aquí
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La estrella viajera

Comunicado de Prensa ESO PR 09/08.

Los astrónomos “escuchan” los sonidos de una estrella que alberga un exoplaneta y descubren su lugar de nacimiento.

Estudiando con gran detalle el “tintineo” de una estrella que alberga un planeta, un equipo de astrónomos utilizó el telescopio de 3,6 metros de ESO para demostrar que debe haber viajado del cúmulo, rico en metales, de las Híades. El descubrimiento tiene implicaciones para las teorías de formación estelar y planetaria y para la dinámica de nuestra Vía Láctea.

Iota Horologii © ESO

La estrella amarillo-naranja Iota Horologii, localizada a 56 años-luz de distancia en la dirección de la constelación austral de Horologium (El Reloj), pertenece a la así llamada “corriente de las Híades”, un gran número de estrellas que se mueven en la misma dirección.

Anteriormente, astrónomos que utilizaron otro telescopio de ESO habían demostrado que esta estrella alberga un planeta que es dos veces más grande que Júpiter y que la orbita en 320 días (ver, en inglés, ESO PR 12/99).

Pero hasta hora todos los estudios habían sido incapaces de determinar las características exactas de la estrella, y por lo tanto de comprender su origen. Un equipo de astrónomos, liderado por Sylvie Vauclair de la Universidad de Toulouse, Francia, decidió entonces utilizar la técnica de “astrosismología” para develar los secretos de la estrella.

“De la misma forma en que un geólogo monitorea como se propagan a través de la Tierra las ondas sísmicas generadas por los terremotos y estudian así la estructura interna de nuestro planeta, es posible estudiar las ondas sonoras que atraviesan una estrella, que actúa entonces como una gran campana esférica” , dice Vauclair.

El “tintineo” de este gigantesco instrumento musical proporciona a los astrónomos una gran cantidad de información sobre las condiciones físicas del interior de la estrella.

Y para “escuchar la música”, los astrónomos utilizaron uno de los mejores instrumentos disponibles. Las observaciones fueron llevadas a cabo en noviembre de 2006 a lo largo de 8 noches consecutivas con el espectrógrafo HARPS de última generación, montado sobre el telescopio de 3,6 metros de La Silla.

Se pudo identificar hasta 25 “notas” en el único conjunto de datos, la mayoría de ellas correspondientes a ondas con un período de unos 6,5 minutos.

Estas observaciones permitieron a los astrónomos obtener un retrato muy preciso de Iota Horologii: su temperatura es de 6 150 K, su masa es 1,25 veces la del Sol, y su edad es de 625 millones de años. Más aún, se determinó que es un 50% más rica en metales que el Sol.

Las constelaciones de Taurus y Horologium. El cúmulo de las Híades está localizado en el triángulo interior de la constelación de Taurus. © ESO

“Estos resultados muestran las posibilidades de la astrosismología cuando se utiliza un instrumento muy preciso como HARPS” , dice Vauclair. “También muestran que Iota Horologii contiene la misma abundancia en metales y la misma edad que el cúmulo de las Híades, y esto no puede ser una coincidencia”.

Las Híades son un conjunto de estrellas que puede ser visto a simple vista en la constelación boreal de Taurus (El Toro). Este cúmulo abierto, localizado a 151 años-luz de distancia, contiene estrellas que se formaron hace unos 625 millones de años.

La estrella Iota Horologii debe entonces haberse formado con las estrellas del cúmulo de las Híades pero desde entonces debe haberse alejando lentamente a la deriva, encontrándose ahora a más de 130 años-luz de distancia de su lugar original de nacimiento. Esto representa un resultado importante para comprender la forma en que se mueven las estrellas en las autopistas galácticas de la Vía Láctea.

También significa que la cantidad de metales presentes en la estrella se deben a la nube original a partir de la cual se formó, y no a haber engullido material planetario. “La pregunta del huevo y la gallina, sobre si la estrella alberga planetas porque es rica en metales, o si es rica en metales porque formó planetas que posteriormente engulló, ha sido contestada en un caso al menos”, diceVauclair.

Más información

Este estudio astronómico ha sido publicado como una Carta al Editor en Astronomy & Astrophysics ("The exoplanet-host star iota Horologii: an evaporated member of the primordial Hyades cluster", por S. Vauclair et al.).

El equipo está integrado por Sylvie Vauclair, Marion Laymand, Gérard Vauclair, Alain Hui Bon Hoa, y Stéphane Charpinet (LATT, Toulouse, Francia), François Bouchy (IAP, Paris, Francia), y Michaël Bazot (Universidad de Porto, Portugal).

Telescopio de 3,6 mts. de ESO en La Silla, desierto de Atacama, Chile. © ESO

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Artículo original: ESO Press Release 09/08.
Título: “The Drifting Star”
Fecha: Abril 15, 2008
Enlace con el artículo original: aquí
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Una nueva clase de estrellas

Un grupo de astrónomos descubre la enana marrón más fría observada hasta la fecha.

El hallazgo cubre un poco más el hueco existente entre estrellas y planetas, y modificará nuevamente la compleja clasificación de los objetos estelares.

CFBDS 0059 es el objeto muy rojo arriba a la izquierda; el color es bastante diferente comparado con las otras estrellas frías de su alrededor. © Canada-France-Brown-Dwarf-Survey 2008

El equipo de astrónomos utilizó para su descubrimiento los telescopios CFHT (Canada France Hawaii Telescope) y Géminis Norte, ambos localizados en Hawai, y ESO/NTT, ubicado en Chile.

Esta enana marrón, denominada CFBDS J005910.83-011401.3 (la sigla CFBDS corresponde a Canada-France Brown Dwarf Survey = Prospección Canadiense-Francesa de Enanas Marrones), muestra una temperatura de unos 350ºC y tiene una masa de entre 15 a 30 masas Júpiter (es decir, entre 4 500 a 9 000 masas Tierra, lo que equivale a entre 1,5 y 3 % de la masa de nuestro Sol). Se encuentra localizada a unos 40 años-luz de nuestro sistema solar, en la dirección de la constelación de Piscis, y es un objeto aislado que no forma parte de un sistema estelar múltiple ni orbita alrededor de otra estrella.

El punto de la temperatura resulta muy notable, puesto que ni siquiera está al rojo vivo; esa temperatura puede ser alcanzada hasta por un horno hogareño en su modalidad de auto-limpiado y si lo observamos en la oscuridad, no podremos distinguirlo a simple vista, aunque si lo miráramos a través de una cámara infrarroja, sí lo veríamos.

Las enanas marrones son objetos intermediarios entre las estrellas y los planetas gigantes, y su masa es generalmente inferior a las 70 masas Júpiter, y a causa de esto su temperatura central no es lo suficientemente alta como para mantener reacciones de fusión termonuclear durante mucho tiempo, a diferencia de una estrella como nuestro Sol, por ejemplo, que pasa la mayor parte de su vida fusionando hidrógeno, manteniendo así una temperatura central constante a lo largo de casi toda ella. En contraste, las enanas marrones pasan casi toda su vida enfriándose cada vez más, después de su formación.

Primer plano de CFBDS 0059 y dos galaxias remotas © Canada-France-Brown-Dwarf-Survey 2008

Desde que se detectaron los primeros de ellos en 1995, se ha descubierto que estos objetos estelares presentan características que son comunes con los planetas gigantes, si bien también se encuentran diferencias importantes.

Por ejemplo, en las enanas marrones más frías se han detectado importantes cantidades de metano, al igual que lo que sucede con Júpiter y Saturno. Sin embargo, en las enanas marrones el agua siempre se encuentra en estado gaseoso, mientras que en los planetas gigantes se condensa en forma de hielo de agua; por otro lado el amoníaco nunca ha sido detectado en las espectros del infrarrojo cercano de las enanas marrones, aunque en los planetas gigantes (por ejemplo en la atmósfera de Júpiter) llega a ser un componente principal.

En el caso del nuevo objeto, al que para mayor comodidad lo llaman simplemente CFBDS 0059, estas diferencias disminuyen, tanto a causa de su poca temperatura como por la presencia de amoníaco.

Ahora bien, entre las diferentes formas de clasificar a las estrellas, es conocido por todos el sistema de clases espectrales, en el cual hay varios trucos mnemónicos para recordar la ya famosa serie O-B-A-F-G-K-M, que las ordena desde el color azul al rojo (es decir, desde las más calientes hasta las más frías).

Poco después del descubrimiento de las enanas marrones, los astrónomos extendieron el límite rojo, agregando las enanas L (con temperaturas de entre 2 000 a 1 200º y que presentan nubes de polvo y aerosoles en su atmósfera superior) y las enanas T (con temperaturas inferiores a los 1 200ºC y con indicios de metano en su atmósfera.

Por supuesto, estos no han sido los únicos cambios a aquella primera clasificación. Por ejemplo, también se agregaron otros tipos espectrales especiales como el W (estrellas Wolf-Rayet súper calientes como las tipo O, pero que han perdido su envoltura de hidrógeno), el C (que corresponde a estrellas ricas en carbono y que reemplazó los tipos más antiguos R y N), y el S (gigantes rojas en las que el óxido de circonio domina el espectro, en lugar el óxido de titanio).

Espectro de CFDBS 0059, mostrando el brillo en función de la longitud de onda en el infrarrojo cercano. El pico alrededor de los 1,58 nm es característico de la presencia de amoníaco. © Canada-France-Brown-Dwarf-Survey 2008

Quienes deseen conocer un poco más sobre la clasificación de las estrellas pueden leer una pequeña serie de artículos que escribí hace algún tiempo: Clasificación estelar I, Clasificación estelar II, y Clasificación estelar III.

Este nuevo objeto no es la enana marrón fría que se encuentra, pero sí es la primera con temperaturas lo suficientemente bajas como para permitir la presencia de amoníaco, y a causa de estas características especiales se ha propuesto que CFBDS 0059 sea el prototipo de un nuevo tipo de enana marrón: el Y. Esta nueva clase incluiría a los objetos estelares más fríos que se conozcan, convirtiéndose así en el eslabón perdido entre las estrellas y los planetas gigantes.

Ahora bien, la diferencia entre una estrella y una enana marrón tiene que ver con su masa, no con su tipo espectral. Una estrella verdadera, incluso una pequeña y fría de clase M se mantiene caliente porque tiene una masa suficiente (y, por lo tanto, una presión interna suficiente) como para mantener los procesos normales de fusión del hidrógeno. Esto se puede alcanzar con hasta un 0,08% de la masa del Sol, o sea unas 80 masas Júpiter. Una enana marrón tiene aún menos masa, de modo que después de formarse comienza a enfriarse gradualmente (si bien, en algunos casos, puede iniciar algún proceso de fusión, no es capaz de mantenerlo).

Imagen infrarroja de Saturno © NASA/Cassini

Por otro lado, los tipos espectrales tienen que ver principalmente con la temperatura superficial del objeto en cuestión, no con su masa (al menos, no directamente). Así, una enana marrón recién formada puede ser lo suficientemente caliente como para entrar en la clase M, igual que una enana roja. Con el tiempo, una enana marrón con la misma masa puede haberse enfriado lo suficiente como para mostrar un espectro L o uno T (con metano), o incluso uno como el actual Y, que muestra metano y amoníaco. Por lo tanto, CFBDS 0059 tiene que ser bastante vieja. Los investigadores, basados en modelos de enfriamiento evolutivo para una enana marrón de su masa, piensan que debe tener entre 1 000 a 5 000 millones de años de edad.

Es en ese sentido que se la puede considerar un eslabón entre las enanas marrones y los planetas gigantes. Si se desciende más en la escala de temperatura, nos encontramos con los planetas gigantes como Júpiter y Saturno. Ambos también emiten un poco de calor desde su interior, un remanente de su antigua formación. Este calor se muestra como un resplandor infrarrojo muy tenue y todavía no se ha creado para ellos un tipo espectral especial.

El descubrimiento también tiene implicaciones para el estudio de los planetas extra-solares. La atmósfera de las enanas marrones se parece mucho a la de los planetas gigantes, por lo cual se utilizan los mismos modelos para reproducir sus condiciones físicas. Estos modelos deben ser contrastados con observaciones, y resulta mucho más fácil estudiar a cuerpos aislados, como las enanas marrones, que a planetas escondidos en la luz de sus estrellas primarias.

Telescopio Canada-France-Hawaii (CFHT). © Canada-France-Hawaii Telescope Corporation

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Fuentes utilizadas:
- Sky & Telescope
- CFHT News

Un estallido digno de ser contemplado

Comunicado de Prensa ESO PR 08/08.

Observando a simple vista el universo distante.

El 19 de marzo, la naturaleza fue particularmente generosa y proporcionó a los astrónomos con un tesoro de cuatro estallidos de rayos gamma en el mismo día. Pero eso no fue todo: uno de ellos es el objeto más luminoso observado jamás en el universo. Pese a estar localizado en una galaxia distante, a miles de millones de años-luz de nosotros, fue tan luminoso que, durante un breve lapso, pudo ser visto a simple vista.

El telescopio REM y la cámara TORTORA © ESO

Los estallidos de rayos gamma (GRBs) son destellos cortos de rayos gamma de alta energía que duran desde menos de un segundo hasta varios minutos. En este brevísimo tiempo liberan una tremenda cantidad de energía, lo que los convierte en los acontecimientos más poderosos desde el Big Bang. Ahora se acepta ampliamente que la mayoría de los estallidos de rayos gamma indican la explosión de estrellas muy masivas altamente evolucionadas que colapsan para convertirse en agujeros negros.

Los GRBs, que son invisibles para nuestros ojos, son descubiertos por telescopios espaciales. Después de liberar su intenso destello de radiación de alta energía, se vuelven detectables por un corto lapso en el óptico y en el infrarrojo cercano. Este “post-resplandor” se difumina muy rápidamente, haciendo que un análisis detallado sea posible únicamente por unas pocas horas después de la detección de los rayos gamma. Este análisis resulta importante en particular para determinar la distancia del GRB y, por lo tanto, su luminosidad intrínseca.

El estallido de rayos gamma GRB 080319B fue detectado por el satélite NASA/STFC/ASI Swift. “Fue tan luminoso que casi encegueció a los instrumentos del Swift por un rato”, dice Guido Chincarini, investigador principal italiano para la misión. Una contraparte óptica fue prontamente identificada en la constelación Boötes (el Boyero). Un conjunto de telescopios con base en tierra reaccionó rápidamente para estudiar este nuevo objeto celeste. En particular, la emisión óptica fue detectada por unas pocas cámaras de gran angular en telescopios que monitorean constantemente una gran porción del cielo, incluyendo a la cámara TORTORA en simbiosis con el telescopio REM de 0,6 mt localizado en La Silla, capaz de registrar el evento con una resolución temporal sin precedentes.

“Estas detecciones muy tempranas (apenas segundos después del comienzo del estallido) demostraron que el objeto era tan luminoso que pudo haber sido visible a simple vista”, dice Stefano Covino, del equipo REM. “Fue asombroso ver cuán rápidamente variaba la fuente durante las observaciones”, agrega Sergey Karpov, del equipo TORTORA.

Los astrónomos utilizan la así llamada escala de magnitud, una escala inversa donde los objetos más tenues tienen magnitudes mayores. En los lugares oscuros, los ojos humanos más agudos pueden distinguir fuentes tan débiles como las de magnitud 6. GRB 080319B fue ligeramente más luminoso que este límite, aunque por justo algo menos de un minuto.

El Telescopio Muy Grande de ESO de 8,2 mt también reaccionó rápidamente ante el estallido de rayos gamma, gracias a un procedimiento conocido como modo de respuesta rápida (véase ESO PR 17/07), que permite observaciones automáticas sin intervención humana. El espectrógrafo UVES de alta resolución pudo recoger datos extraordinarios a partir de apenas 10 minutos de iniciado el estallido, siguiendo solicitudes de Fabrizio Fiore y su equipo. Otro equipo utilizó también más tarde a UVES para determinar la distancia del estallido.

“A pesar de su asombrosa luminosidad, el estallido ocurrió en una galaxia que se encuentra a 7 500 millones de años-luz de nosotros”, dice Paul Vreeswijk, quien encabezó el segundo equipo. “Por lo tanto, fue no solo aparentemente luminoso, sino que también lo fue intrínsecamente. De hecho, alcanzó la mayor luminosidad óptica jamás registrada en un objeto astronómico. En comparación, si el estallido hubiera ocurrido en nuestra galaxia, habría iluminado el cielo nocturno durante varios minutos como si fuera de día”.

La curva de luz TORTORA del evento está disponible en este enlace.

El equipo que determinó el corrimiento al rojo a partir de las observaciones UVES está integrado por Paul Vreeswijk, Alain Smette, Daniele Malesani, Johan Fynbo, Bo Milvang-Jensen, Páll Jakobsson, Andreas Jaunsen, Cédric Ledoux, Sara Ellison, Michael Andersen, Jens Hjorth, Andreas Kaufer, Palle Møller, Christina Thöne, y Ralph Wijers.

El primer equipo que solicitó los datos UVES para este evento está conformado por Fabrizio Fiore, Valerio D'Elia y Silvia Piranomonte.

Los integrantes del equipo REM son G. Chincarini, E. Molinari, F.M. Zerbi, L.A. Antonelli, S. Covino, P. Conconi, L. Nicastro, E. Palazzi, M. Stefanon, V. Testa, G. Tosti, F. Vitali, A. Monfardini, F. D'Alessio, P. D'Avanzo, D. Fugazza, G. Malaspina, S.D. Vergani, S. Campana, P. Goldoni, D. Guetta, N. Masetti, E.J.A. Meurs, L. Norci, E. Pian, A. Fernandez-Soto, L. Stella, G. Tagliaferri, G. Ihle, L. Gonzalez, A. Pizarro, P. Sinclair, y J. Valenzuela.

El equipo TORTORA está compuesto por G. Beskin, S. Karpov, S. Bondar, A Guarnieri (investigador principal italiado de TORTORA), C. Bartolini, G. Greco, A. Piccioni, D. Nanni, y F. Terra.

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Artículo original: ESO Press Release 08/08
Título: “A Burst to See”
Fecha: Abril 02, 2008
Enlace con el artículo original: aquí
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En la mira de la estrella asesina

La belleza espacial también puede ser mortal.

Guerras extraterrestres
En la década de 1960, los EE.UU. lanzaron un cierto número de satélites sensores de rayos gamma (la serie Vela) a los efectos de monitorear el cumplimiento por parte de la URSS del recientemente firmado Tratado de Prohibición de Pruebas Nucleares. No se detectó ninguna explosión en la atmósfera terrestre, pero en cambio sí se descubrieron rayos gamma provenientes del espacio exterior. Parecía, como algún periódico sensacionalista publicó después, que algunos extraterrestres estaban ocupados en una masiva guerra interestelar.

Observatorio Compton de Rayos Gamma © NASA

De todos modos, como el descubrimiento sí era secreto militar, recién en 1973 la comunidad científica mundial tuvo noticia de estas misteriosas explosiones cósmicas. Pero en esa época todavía no había forma de determinar si esos estallidos se producían en nuestro sistema solar, o en algún otro lugar de la Vía Láctea, o incluso más lejos todavía.

Las propuestas de los investigadores sobre la naturaleza del fenómeno fueron muchísimas, pero hubo que esperar a que se desarrollaran nuevos instrumentos para aclarar la cuestión. Primero, y gracias al Observatorio Espacial Compton de la NASA (puesto en órbita el 15 de abril de 1991), se descubrió que, en promedio, había dos o tres de estos estallidos de rayos gamma al día, y que parecían provenir de todas partes del cielo. Esto casi eliminó como posible lugar de origen a nuestra galaxia, ya que la amplísima mayoría de las estrellas se encuentra en un disco más o menos aplanado, lo que no concordaba con las fuentes observadas.

Sin embargo, la discusión continúo por largo tiempo, con un bando que sostenía que los estallidos (más conocidos por las siglas de su nombre en inglés: GRBs = Gamma Ray Bursts) eran eventos “locales”, como por ejemplo cometas que cayeran en estrellas de neutrones ubicadas en el halo galáctico, y otro que opinaba que eran el producto de la muerte de estrellas masivas (y del consiguiente nacimiento de agujeros negros) que ocurrían en las profundidades del cosmos.

El asunto no fue zanjado hasta que, con el lanzamiento en 1996 del satélite ítalo-alemán Beppo-SAX, el uso combinado de detectores de rayos-X y de rayos gamma demostró que los estallidos de rayos gamma se originaban en galaxias tremendamente lejanas. El más distante, hasta ahora, surgió a 12 800 millones de años-luz de distancia, cuando el universo era muy joven (apenas unos 800 o 900 millones de años de edad).

Las mayores explosiones cósmicas desde el Big Bang

Ahora bien, para que un fenómeno de este tipo pueda ser observable a tanta distancia, debe ser realmente tremendo. La energía liberada en uno de estos estallidos, que duran desde un poco menos de un segundo hasta algunos minutos, equivale a la producida por nuestro Sol a lo largo de toda su vida de diez mil millones de años. De hecho, durante su brevísima existencia rivalizan con la luminosidad de todo el universo. .

Los rayos gamma de un GRB golpean la atmósfera terrestre. Como resultado, el ozono es eliminado y se crea una niebla marrón de dióxido de nitrógeno. Este evento pudo haber disparado una extinción en masa, hace 450 millones de años (representación artística). © NASA

Por supuesto, estas explosiones descomunales afectan una gran porción del espacio que las rodea. Se ha podido comprobar que, al menos en un caso, sus efectos nocivos se extendieron por más de 5 500 años-luz (un quinto de la distancia que nos separa del centro de nuestra galaxia). La materia que se encuentre dentro de su radio mortal será ionizada, y la vida que pudiera existir allí será eliminada. Por ejemplo, algunos investigadores creen que la extinción masiva Ordovícico-Silúrica que aconteció en nuestro planeta hace unos 450 millones de años y que extinguió a un 70% de todas las especies existentes en esa época, se debió a un estallido de rayos gamma demasiado cercano.

Pero, ¿cuál podría ser la causa de semejantes explosiones? Aunque no todos los detalles están claros, el evento se origina durante el nacimiento de un agujero negro, pero ocurre a menudo las cosas no son sencillas, y siempre encontramos complicaciones en los diferentes escenarios.

Para descubrir los secretos de estos estallidos, nuestros instrumentos no solamente examinan el estallido, sino también (lo que ha resultado ser más importante) el así llamado “post-resplandor”, una emisión en otros longitudes de onda (típicamente rayos-X, pero también en las visibles, por ejemplo) que dura mucho más tiempo (hasta varios meses, en algunas oportunidades) y que proporciona una información valiosísima.

El post-resplandor, emitido cuando la onda de choque de un GRB embiste al medio difuso que lo rodea, puede durar semanas o meses, para luego desaparecer progresivamente.

Los diferentes “sabores” de los GRBs

Uno de los primeros descubrimientos sobre los GRBs fue que se presentaban dos tipos de ellos, los “cortos” (que duran desde algunos milisegundos hasta aproximadamente unos dos segundos) y los “largos” (en general, de más de dos segundos y hasta algunos cientos de segundos de duración).

Los más numerosos entre los detectados hasta ahora son los “largos”, y parecerían ser la emisión colimada (es decir, con dos haces en forma de cono de partículas y fotones que surgen de los polos) producida por el colapso del núcleo de una estrella masiva que se convierte en un agujero negro.

GRBs de larga duración Según el modelo colapsar, los GRBs de larga duración se producen cuando una estrella masiva se convierte en agujero negro. ©

Según este modelo, cuando una estrella muy masiva llega al final de su vida, su núcleo colapsa súbitamente para formar un agujero negro, y la liberación de energía resultante destroza a la estrella.

Estas explosiones son bastante comunes, y los científicos las llaman “supernovas”. Pero a diferencia de la mayoría de ellas, que tienden a producir ondas esféricas de explosión, algunas tienen un comportamiento algo diferente. Los investigadores creen que eso puede ser el resultado de que una parte del gas del núcleo no pudo caer hacia el agujero negro por la velocidad de rotación del mismo. Entonces, esos gases forman un “disco de acreción” que rodea al agujero negro como un anillo.

Solamente el gas que se encuentra en el interior del anillo puede caer en espiral hacia el agujero negro, y cuando lo hace, libera enormes cantidades de energía que no tienen lugar adonde escapar, excepto a lo largo del eje del disco. Así se forman dos chorros opuestos que surgen de los polos del agujero negro: los GRBs de larga duración.

GRBs cortos Dos objetos muy compactos (estrellas de neutrones o agujeros negros) se fusionan para formar un agujero negro. Como resultado, se emiten dos haces que surgen de los polos: un GRB de corta duración. ©

Por otro lado, los “cortos” serían generados por la fusión de objetos estelares muy compactos (estrellas de neutrones o agujeros negros )que orbitan una alrededor de la otra (imagen superior).

En este modelo, el proceso comienza con dos estrellas muy masivas que componen un sistema binario; en unos 100 millones de años, ambos objetos llegan al final de sus vidas como estrellas y se convierten en estrellas de neutrones (o, incluso, una de ellas puede convertirse en agujero negro). En otros 100 millones de años, ambos objetos van perdiendo energía y se aproximan uno al otro recorriendo órbitas en espiral. Finalmente, entran en colisión y se fusionan, formando un agujero negro. Parte de la energía del estallido es emitida en forma de rayos gamma, un GRB de corta duración.

De todos modos, si bien ambos modelos predicen bastante bien las características de la mayoría de los GRBs, quedan todavía muchos detalles sin resolver, y se han propuesto otros mecanismos para explicarlos.

¿Una destructora de mundos?

En 1998, el Dr. Peter Tuthill de la Universidad de Sydney descubrió una estrella rodeada por una hermosa espiral. Este objeto, conocido como WR 104, se encuentra en la constelación del Sagitario, a unos 8 000 años-luz de nosotros.

La nebulosa espiral WR 104 © U.C. Berkeley Space Sciences Laboratory/W.M. Keck Observatory

El nombre proviene de los apellidos de los descubridores de las estrellas de este tipo; las estrellas Wolf-Rayet tienen típicamente una masa veinte veces mayor que la de nuestro Sol, y pueden llegar a ser cien mil veces más luminosas. Son estrellas altamente evolucionadas a partir de progenitores gigantes tipo O (con una masa de hasta 80 M_s) que han perdido buena parte de su masa quedando casi únicamente su núcleo desnudo, y que se encuentran muy cercanas a convertir en supernovas.

La imagen de la espiral era hermosa, aunque presentaba un problema. Estaba compuesta por polvo, por lo que emitía radiación infrarroja. Pero si bien la estrella Wolf-Rayet tenía todos los elementos químicos como para producir polvo, la intensísima radiación de la estrella debía incinerarlo apenas al nacer.

Allí debía haber algo más, y en efecto lo hay. Una estrella tipo OB, bastante grande por sí misma pero que no resulta tan peligrosa como WR 104. El material expulsado por los vientos estelares de la estrella OB se encuentra en un frente de choque con los vientos estelares de la Wolf-Rayet., y en ese punto, bastante lejos de WR 104, el material es comprimido y como la temperatura es relativamente baja, el polvo se puede formar.

Ahora bien, por un lado, WR 104 es como una bomba de tiempo, y su reloj la hará detonar en cualquier momento dentro de un lapso de unos cientos de miles de años. Una supernova que ocurriera a esa distancia sería un hermoso espectáculo lleno de fuego de artificios, pero no nos causaría demasiado daño… si la estrella estuviera sola.

Diagrama del sistema binario WR 104 © University of Sydney

El problema con las estrellas de rotación muy rápida es que sus explosiones son probablemente bastante diferentes de la simple onda de choque esférica de sus primas de rotación lenta. Los astrónomos creen que las explosiones supernova de las primeras exhiben un eje preferencial alineado con el eje de rotación de la estrella en cuestión. Cuál es el grado de asimetría y cuánta energía y materia es arrojada en un haz a lo largo del eje, es algo que los científicos todavía están tratando de descifrar.

Pero lo que sí se sabe es que toda esa energía canalizada en un cono de unos 2 a 12 grados de apertura (un estallido de rayos gamma) puede sembrar la destrucción a lo largo de un trayecto considerablemente grande en su recorrido por la galaxia.

La amenaza WR 104

Y eso nos trae a los últimos datos obtenidos con observaciones realizadas con el telescopio Keck. La espiral luce hermosa porque la vemos sobre un plano perpendicular a nuestro punto de vista, es decir que esta ventajosa posición nos pone directamente sobre el eje de rotación de una de las más cercanas candidatas a supernova que conocemos Si hay un eje preferencial en esa explosión, podemos estar en el camino de un abrasador estallido de rayos gamma.

De todos modos, los datos no nos permiten conocer con exactitud si estamos en la orientación precisa. Además, hay muchísima incertidumbre sobre las características de la explosión supernova que sufrirá WR 104. Por si fuera poco, también se desconoce el grado de apertura que podría tener un haz GRB en este caso. Y tampoco tenemos una fecha más o menos precisa para el evento supernova.

Como dice Phil Plait en su blog Bad Astronomy, “el número de variables es demasiado grande, y la confección de modelos es notoriamente difícil… y en definitiva, no sabemos cuándo explotará. No vale la pena perder el sueño con este asunto”.

Claro que… el Dr. Tuthill es uno de los que más sabe sobre WR 104, y como expresa en la página web de la Universidad de Sydney, “yo solía apreciar esta espiral precisamente por sus hermosas formas, pero ahora no puedo evitar la ligera sensación de que es algo asombrosamente parecido a mirar hacia el cañón de un rifle”.

Mirando a través de la oscuridad

Comunicado de Prensa ESO PR 06/08.

Científicos de ESO cartografían con gran detalle el interior de nubes interestelares.

Un grupo de astrónomos ha medido la distribución de la masa dentro de un oscuro filamento de una nube molecular con un asombroso nivel de detalle y con una gran profundidad. La medición se basa en un nuevo método que observa la luz difusa en el infrarrojo cercano (el llamado “resplandor nebular”) y se llevó a cabo con el Telescopio de Nueva Tecnología (NTT = New Technology Telescope) de ESO. Asociada con el venidero telescopio VISTA, esta nueva técnica permitirá a los astrónomos comprender mejor las cunas de las estrellas recién nacidas.

ESO PR Photo 06/08 – Un filamento oscuro en luz difusa Parte de un filamento en la nube molecular de Corona Australis. Es una imagen compuesta de observaciones en las bandas J, H y K del infrarrojo cercano realizadas con el instrumento SOFI. Las intensidades de las bandas están codificadas con los colores azul, verde y rojo. La saturación gradual de las bandas es visible a través de un cambio de color. Cuando la banda J se satura el color cambia primero a verde y finalmente, en el centro del filamento, el color rojo correspondiente a la banda K se hace más fuerte. En las regiones más saturadas la luminosidad superficial puede ser utilizado únicamente para derivar un límite inferior para la cantidad total de polvo en la línea de visión. © ESO

Las vastas extensiones entre las estrellas están permeadas por complejos gigantescos de gas frío y polvo que son opacos a la luz visible. Sin embargo, estas son las guarderías futuras de las estrellas que vendrán.

“Uno quisiera tener un conocimiento detallado de los interiores de estas nubes oscuras para comprender mejor cuándo y dónde aparecerán nuevas estrellas”, dice Mika Juvela, autor principal del artículo que informa sobre estos resultados.

Como el polvo de estas nubes bloquea la luz visible, la distribución de la materia dentro de las nubes interestelares puede ser examinada únicamente en forma indirecta. Un método se basa en mediciones de la luz proveniente de estrellas que están localizadas detrás de las nubes [1].

“Este método, aunque bastante útil, se encuentra limitado por el hecho de que el nivel de detalle que se puede obtener depende de la distribución de las estrellas de fondo”, dice el co-autor Paolo Padoan.

En 2006, los astrónomos Padoan, Juvela, y su colega Veli-Matti Pelkonen, propusieron que podrían ser utilizados mapas de luz difusa como otros trazadores de la estructura interna de la nube, un método que debería arrojar más ventajas. La idea es estimar la cantidad de polvo localizada a lo largo de la línea de visión, midiendo la intensidad de la luz difusa.

Nebulosa Camaleón I. © ESO

Las nubes oscuras son iluminadas débilmente por las estrellas cercanas. Esta luz es difundida por el polvo contenido en las nubes, un efecto denominado “resplandor nebular” por los astrónomos de Harvard Alyssa Goodman y Jonathan Foster. Este efecto es bien conocido por los amantes del cielo, ya que crea en la luz visible algunas piezas de arte maravillosas llamadas “nebulosas de reflexión”. La nebulosa del complejo Camaleón I es un hermoso ejemplo.

Cuando se realizan observaciones en el infrarrojo cercano, el arte se convierte en ciencia. De hecho, la radiación infrarroja cercana puede propagarse mucho más lejos que la luz visible dentro de la nube, y los mapas de luz difusa pueden ser utilizados para calcular la masa del material que se encuentra dentro de ella.

Para comprobar este método y utilizarlo por primera vez para una estimación cuantitativa de la distribución de la masa dentro de una nube, los astrónomos que lo sugirieron originalmente junto a Kalevi Mattila, realizaron observaciones en el infrarrojo cercano de un filamento de la nube Corona Australis [2]. Las mismas se llevaron a cabo en agosto de 2006 con el instrumento SOFI en el NTT de ESO en La Silla, en el desierto chileno de Atacama. El filamento fue observado durante 21 horas.

Sus observaciones confirmaron que el método de difusión proporciona resultados que son tan confiables como el uso de estrellas de fondo, proporcionando a la vez mucho más detalle.

“Ahora podemos obtener imágenes de muy alta resolución de las nubes oscuras, y así estudiar mejor su estructura y su dinámica internas”, dice Juvela. “No solamente el nivel de detalle del mapa resultante deja de depender de la distribución de las estrellas de fondo, sino que también hemos demostrado que aún cuando la densidad de la nube se hace demasiado alta como para ver las estrellas que están detrás, este nuevo método puede ser aplicado todavía”.

“El método presentado y la confirmación de su utilidad permitirá un amplio espectro de estudios del medio interestelar y de la formación estelar dentro de la Vía Láctea e incluso en otras galaxias”, dice el co-autor Mattila.

“Es un resultado importante porque, con los instrumentos actuales y planeados para el infrarrojo cercano, podrán ser cartografiadas con alta resolución grandes áreas nebulares”, agrega Pelkonen. “Por ejemplo, el instrumento VIRCAM del futuro telescopio VISTA de ESO posee un campo visual cientos de veces mayor que el de SOFI. Utilizando nuestro método, probará ser asombrosamente poderoso para el estudio de las guarderías estelares”.

Más información

El informe aparece esta semana en la revista Astronomy & Astrophysics: ”A Corona Australis cloud filament seen in NIR scattered light – I. Comparison with extinction of background stars”, por Mika Juvela, Veli-Matti Pelkonen, Paolo Padoan y Kalevi Mattila. Juvela, Pelkonen y Mattila están asociados con el Observatorio de la Universidad de Helsinki, Finlandia, mientras que Padoan trabaja en la Universidad de California, San Diego, EE.UU.

NOTAS

[1] Cuando la luz de las estrellas de fondo pasa a través de la nube, es absorbida y difundida, con el resultado de que parecen ser más rojas de lo que realmente son.
El efecto es proporcional a la cantidad de material oscurecedor y es, por lo tanto, mayor para las estrellas que están situadas detrás de las partes más densas de la nube. Midiendo el grado de este “enrojecimiento” experimentado por las estrellas vistas a través de diferentes áreas de la nube, es posible cartografiar la distribución del polvo en la nube.
Cuanto más fina sea la red de estrellas de fondo, más detallado será el mapa y mejor será la información sobre la estructura interna de la nube. Y ése es exactamente el problema. Aún las nubes pequeñas son tan opacas que solamente se pueden ver pocas estrellas de fondo a través de ellas.
Únicamente los telescopios más grandes y los instrumentos extremadamente sensibles pueden observar un número suficiente de estrellas como para producir resultados significativos.

[1] Ubicada en la constelación del mismo nombre, la nube molecular de Corona Australis tiene la forma de un cigarro de 45 años-luz de largo. Localizada a unos 500 años-luz de distancia, contiene el equivalente de unos 7 000 soles. En el cielo, esta nube oscura está rodeada por muchas y hermosas “nebulosas de reflexión”.

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

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Artículo original: ESO Press Release 06/08.
Título: “Seeing through the Dark”
Fecha: Marzo 07, 2008
Enlace con el artículo original: aquí
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Una cuestión de clima

Nuestro planeta nació caliente. La Tierra fue formada hace unos 4 500 millones de años por rocas que golpearon tan violentamente unas con otras que se fundieron y se unieron entre sí.

El robot Jason II examina el conducto hidrotermal Medusa, una chimenea mineral tipo “fumarola negra” que despide agua caliente oscurecida por el hierro. Este conducto está localizado a unos 2 800 metros de profundidad en una sección de la cordillera volcánica que corre por el suelo del océano Pacífico frente a Costa Rica. En estos sistemas hidrotermales pueden encontrarse termófilos viviendo allí. © Duke University

Hace unos 4 300 millones de años, cuando ya la Tierra había dejado de ser golpeada continuamente por enormes rocas del espacio exterior, el magma se había enfriado y había comenzado a formarse la corteza continental. El vapor de agua atmosférico cayó en forma de lluvia y creó océanos sobre la joven superficie. La vida podría haberse originado no mucho después.

La cálida naturaleza de los primeros días de nuestro planeta parece haberse reflejado en el árbol de la vida; las ramas más antiguas pertenecen a los termófilos, microbios que prosperan a temperaturas de 50ºC o más. Estas formas unicelulares de vida pueden ser encontradas hoy en día viviendo en ventilas volcánicas debajo del mar, o en humeantes géiseres como los del Parque Nacional de Yellowstone.

Pero todavía continúa habiendo dudas sobre la temperatura de la Tierra durante el origen de la vida, y sobre si los termófilos representan realmente la primera vida que apareció sobre nuestro planeta.

Para escudriñar en el pasado, los científicos observan las rocas más antiguas. Estas rocas pueden decirnos cuáles eran los gases que componían la atmósfera y la clase de interacciones químicas que estaban teniendo lugar en el medioambiente. Desafortunadamente, la mayoría de las rocas en nuestro planeta ha sido alterada irremediablemente y su historia ha sido borrada. Las placas tectónicas que componen la corteza del planeta chocan unas con otras para construir montañas y se hunden una debajo de otra para fundirse nuevamente.

Sin embargo, algunas rocas han escapado de este programa de reciclado y entierro debido al azar geográfico. Groenlandia posee las rocas sedimentarias más antiguas, que datan de hace unos 3 800 millones de años. Recientemente, se han descubierto en Canadá rocas que tienen 3 750 millones de años de antigüedad, mientras que Australia y Sud África tienen rocas de 3 500 millones de años.

Las rocas más antiguas son gneisses volcánicos del noroeste de Canadá que tienen 4 000 millones de años de edad, pero las rocas que se formaron debajo de un volcán no pueden decirnos mucho sobre el medioambiente superficial. Las rocas sedimentarias se forman por la lenta acumulación de capas de suelo y esto, junto con los fósiles que quedan atrapados dentro de esas capas, proporcionan una imagen mejor acerca de cómo era el medioambiente.

Una roca sedimentaria de 3 750 millones de años de antigüedad proveniente del norte de Québec, en Canadá. Las rocas antiguas como ésta pueden proporcionar una ventana al pasado, indicando cómo era el medioambiente de la Tierra. © University of Chicago

Los científicos están estudiando estas rocas para comprender mejor cómo y cuándo la Tierra comenzó a enfriarse. Sin embargo, el clima es un fenómeno complejo y muchos factores pueden afectarlo. Los científicos que observan los diferentes aspectos del registro rocoso terminan a menudo discrepando sobre el pasado.

Hace 4 000 millones de años el Sol era una estrella joven poco luminosa, así que la Tierra recibía menos radiación solar. La temperatura de un planeta depende, sin embargo, de algo más que de la estrella alrededor de la cual orbita. Nuestro vecino planetario Venus tiene una temperatura superficial que excede los 400ºC. Si bien Venus está más cerca del Sol que la Tierra, la razón principal para este clima tan caliente es la espesa atmósfera de invernadero del planeta que atrapa al calor.

Los modelos teóricos sugieren que la primera atmósfera de la Tierra estaba compuesta por gases de invernadero como el dióxido de carbono, el metano y el vapor de agua, así como por hidrógeno y nitrógeno. Esta densa atmósfera habría hecho que la Tierra tuviera una temperatura abrasadora. Después de este punto, nuestro conocimiento sobre los cambios climáticos que ocurrieron es tan nebuloso como la misma atmósfera.

Algunos científicos, como Norm Sleep de la Universidad de Stanford, piensan que la Tierra primitiva se enfrió rápidamente, una vez que surgió la tectónica. Los minerales carbonatados que se formaron debido a los altos niveles de dióxido de carbono en el agua y en la atmósfera habrían quedado sepultados, quitando de circulación una gran cantidad de carbono, lo que resultó en una atmósfera con menos dióxido de carbono.

Unas proporciones menores de este gas de invernadero habrían producido un enfriamiento rápido, hasta que las temperaturas promediaron unos moderados 30ºC. De hecho, Sleep cree que los niveles primitivos de CO2 eran tan bajos que en varias ocasiones la antigua Tierra se convirtió en una bola de nieve; estaba tan fría que el planeta que el planeta quedaba casi totalmente cubierto por una corteza de hielo.

La Tierra podría haber sufrido varias fases “bola de nieve”, según algunos científicos. Durante estos períodos, nuestro planeta pudo haber estado cubierta por hasta un kilómetro de hielo. © Sandy Shipley

Otros científicos, como David Schwartzman de la Universidad de Howard, piensan que la Tierra primitiva permaneció caliente. Schwartzman no cree que la tectónica haya sepultado todo el carbono. En cambio, dice que el dióxido de carbono permaneció siendo un factor climático importante por largo tiempo, manteniendo una Tierra muy caliente hasta hace unos 1 500 millones de años, con temperaturas que en promedio alcanzaban entre 50ºC y 70ºC.

“Había al menos un bar de presión de dióxido de carbono hasta hace unos 2 800 millones de años”, dice Schwartzman. “Esto equivale a unas 10 000 veces el nivel que tenemos ahora”.

Alrededor de esa época, las cianobacterias y otras formas de vida microbiana comenzaron a proliferar y a engullir enormes cantidades de carbono. Entonces el metano, que era producido por algunos de estos florecientes microbios, se convirtió en un gas más dominante. Para entonces, el metano era unas 10 veces menos abundante que el CO2, “pero un poco de metano hace mucho, tal como sabemos por el calentamiento global actual”, dice Schwartzman.

El metano continúo manteniendo caliente a la Tierra hasta hace unos 2 300 millones de años, pero entonces un gas residual producido por las cianobacterias comenzó a tener un gran impacto. Este gas residual era el oxígeno, y se ha estado acumulando por millones de años. El oxígeno reaccionó con el metano, y a medida que los niveles de metano descendieron, también lo hicieron las temperaturas.

Schwartzman opina que ocurrieron breves períodos de enfriamiento durante esa tendencia generalizada al calentamiento. Hubo un período glacial hace unos 2 900 millones de años, y otro hace 2 300 millones de años. Schwartzman acredita ambas glaciaciones al aumento del oxígeno en la atmósfera. Las temperaturas rebotaron después de la primera glaciación, únicamente para experimentar breves pero drásticas caídas en los años posteriores.

Micrografías fluorescentes de cianobacterias. Estos organismos productores de oxígeno iniciaron el proceso que aumentó la concentración del oxígeno atmosférico de la Tierra. © Mary Sarcina, University College London.

La tendencia generalizada a un clima cálido finalizó cuando el oxígeno dejó de encontrar elementos para reaccionar y los niveles del oxígeno atmosférico comenzaron a estabilizarse.

Jim Kasting de la Universidad del Estado de Pennsylvania tiene una opinión diferente. En lugar de un escenario con un largo período cálido seguido de un enfriamiento relativamente reciente, o de una temprana e inmediata caída de la temperatura como el escenario de Sleep, Kasting cree que el enfriamiento de la Tierra fue más gradual. Dice que nuestro planeta tempranamente caliente comenzó a enfriarse hace unos 4 000 millones de años y que, gracias al enterramiento del carbono por causa de la tectónica, hace unos 2 900 millones de años ya se había enfriado lo suficiente como para desarrollar glaciares.

Los científicos debaten sobre los diferentes indicios de temperaturas pasadas en el registro rocoso. Discuten sobre la proporción de isótopos de oxígeno a través del tiempo geológico, la tasa de enterramiento de la tectónica, la alteración del sílice, el efecto de la biología sobre las tasas de erosión, y varios otros procesos complicados y a menudo interrelacionados que pueden convertir algo tan simple como una roca en un palimpsesto de misterio histórico.

Para los astrobiólogos, la pregunta definitiva sobre el clima inicial de la Tierra es: ¿qué temperatura se necesitó para la aparición de la vida? O, quizás, ¿puede la vida surgir en diferentes regímenes de temperatura? Muchos científicos, incluyendo a Schwartzman, piensan que la vida sobre la Tierra se formó en los conductos hidrotermales ultra-calientes del suelo oceánico. Si bien la naturaleza profundamente enraizada de los termófilos en el árbol de la vida apoya esa idea, algunos científicos hacen notar que la delicada maquinaria de la vida, tales como las proteínas y las moléculas de ADN, a menudo se descomponen con las altas temperaturas. Sleep, mientras tanto, cree que la vida probablemente se originó en condiciones frías, donde los ciclos de congelamiento-descongelamiento crearon el desequilibrio energético necesario. Sin embargo, Kasting opina que probablemente la vida se formó a temperaturas moderadas, después de que la Tierra hubiera recibido toneladas de productos orgánicos complejos a través de impactos meteóricos y cometarios.

Quizás la respuesta sobre la temperatura inicial de la Tierra (y de la vida) se encontrará en la propia vida. En un informe publicado recientemente en la revista Nature, los científicos reconstruyeron proteínas de antiguas bacterias para medir la temperatura de la Tierra a lo largo de las edades. Comparando la sensibilidad al calor de las proteínas reconstruidas, descubrieron que la vida se había desarrollado en un medioambiente cálido a 75ºC hace 3 500 millones de años, y que este medioambiente se enfrió gradualmente hasta los 40ºC hace unos 500 millones de años.

“Estudiando las proteínas codificadas por estos genes primordiales pudimos inferir información sobre las condiciones ambientales de la Tierra primitiva”, dice Eric Gaucher, presidente de investigación científica en la Fundación para la Evolución Molecular Aplicada en Gainesville, Florida, y científico principal del estudio. “Los genes evolucionan para adaptarse a las condiciones ambientales en las que viven los organismos. La resurrección de estos genes extintos hace mucho tiempo nos da la oportunidad de analizar y diseccionar los antiguos entornos que han sido registrados en la secuencia genética. Esencialmente, los genes se comportan como fósiles dinámicos”.

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Artículo original en Astrobiology Magazine: “A Question of Climate”
Autor: Leslie Mullen
Fecha: 25, 2008
Enlace con el artículo original: aquí
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Anomalías en sondas espaciales: el problema se complica

Misteriosamente, cinco naves espaciales que sobrevolaron alrededor de la Tierra mostraron inesperados aumentos en su velocidad

Todo comenzó en 1990, cuando la astronave Galileo realizó su sobrevuelo alrededor de la Tierra en su viaje hacia Júpiter (estos sobrevuelos son comunes en las sondas enviadas al espacio; se utilizan para aprovechar la fuerza de gravedad del planeta en cuestión - la Tierra, Júpiter, etc. - para acelerar la nave sin la necesidad de consumir más combustible).

Sonda Galileo © NASA

Fue entonces que, al rastrear sus señales para determinar trayectoria y velocidad, los científicos del JPL (Jet Propulsion Laboratory = Laboratorio de Propulsión a Chorro), detectaron que la sonda se estaba alejando a una velocidad ligeramente mayor que la prevista. La diferencia era en realidad muy pequeña, alrededor de una millonésima parte de la velocidad de la nave, pero los instrumentos pudieron establecerla claramente. Una fuerza misteriosa le había dado un diminuto pero inesperado empujón.

Nadie sabía lo que estaba sucediendo. Las posibilidades no eran muchas: o el JPL estaba malinterpretando los datos recibidos, o la nave había sido afectada por una fuerza cósmica desconocida para los científicos, o alguno de los parámetros establecidos por la ciencia actual estaban equivocados.

Ahora, un artículo escrito por John Anderson, un investigador retirado del JPL, y otros cuatro colegas, y que será publicado en el número del 7 de marzo de 2008 en la revista Physical Review Letters intentará acercar a los científicos a una solución para este misterio.

Inicialmente, los científicos del JPL dudaron de que el efecto fuera real y supusieron, en cambio, que la inconsistencia surgía de sus instrumentos. Pero a lo largo de los años siguientes y después de un exhaustivo estudio sobre los equipos y el procedimiento utilizado, no encontraron nada que pudiera explicar esa pequeña diferencia en la velocidad.

Dos años después, Galileo volvió a sobrevolar la Tierra en procura de asistencia gravitacional para su viaje, y los investigadores lo esperaban ansiosamente. Pero esta vez la nave pasó muy cerca de la superficie terrestre, apenas a unos 300 kilómetros sobre ella, y los efectos de la fricción atmosférica impidieron la detección de cualquier cambio minúsculo provocado por el propio sobrevuelo.

Sonda NEAR © NASA

Afortunadamente, en los años siguientes otras cuatro astronaves sobrevolaron la Tierra en busca de asistencia gravitacional: NEAR en 1998, Cassini en 1999, y Rosetta y MESSENGER en 2005.

Los datos de Cassini y MESSENGER resultaron ser inútiles, ya que la primera utilizó sus impulsores durante el sobrevuelo, y la última no mostró ningún cambio inesperado debido al suyo.

Pero los datos de Rosetta indicaron una anomalía similar a la de Galileo (confirmada por sus controladores europeos) y, aún mejor, los datos de NEAR mostraron un ejemplo más contundente del problema.

Esto hizo que los científicos se convencieran de que la anomalía se debía a un efecto real del sobrevuelo. Por otro lado, los cálculos de Anderson descartaron que fuera causado por un “arrastre de marco” previsto por la relatividad general, como se había sugerido. Pero entonces, ¿cuál era la causa?

Fue así que llegó un momento, según pensó Anderson, en el cual el asunto había estado sobrevolando al JPL durante años, y nadie había sido capaz de explicarlo”. Sin embargo, el problema no podía ser dejado de lado, ya que la acumulación de datos de otras astronaves lo había confirmado. “Era hora”, pensó, “de decir a la gente que había un problema con los sobrevuelos”. Si el JPL no podía resolverlo, quizás la comunidad científica mundial pudiera llegar a una conclusión.

Como primer paso, Anderson y sus colegas James K. Campbell, James F. Jordan, John E. Ekelund y Jordan Ellis, analizaron durante 18 meses todos los sobrevuelos a la Tierra.

Lograron así determinar que las desviaciones en los valores inicialmente esperados dependían de la diferencia en latitud (declinación) entre las trayectorias de entrada y salida de las astronaves durante el sobrevuelo. Cuanto mayor era la declinación, mayor era la diferencia después del sobrevuelo.

NEAR, por ejemplo, llegó casi en una latitud ecuatorial (20º sur), pero se alejó en una latitud cercana a la polar (72º sur). Según la hipótesis, esta mayor diferencia de declinación daría como resultado una fuerte anomalía, y así resultó ser el caso. La diferencia en su velocidad de alejamiento era de 13 milímetros por segundo, y si bien esto equivalía apenas a una millonésima de la velocidad total de la nave, la precisión de los instrumentos era de 0,1 milímetros por segundo, por lo cual pudo ser establecida claramente.

En cambio MESSENGER, que llegó y partió casi en una misma latitud (31º norte y 32º sur, respectivamente), debería haber sufrido un efecto minúsculo. Y de hecho, en su caso no se pudo detectar ninguna anomalía. Según explicó Anderson, “esta simetría casi perfecta dio como resultado un cambio muy pequeño en la velocidad, en contraste con los otros cinco casos”.

Sonda MESSENGER © NASA

Por supuesto, una fórmula matemática que pueda predecir el efecto no es lo mismo que explicarlo. Según admitió Anderson, “la fórmula no nos sugiere nada”, pero quizás algún otro científico pueda encontrar una explicación.

Anderson hace notar que esta “anomalía de sobrevuelo” es de alguna forma similar a la “anomalía Pioneer”, pero hay una diferencia importante. La primera afecta la velocidad de la astronave, mientras que la segunda disminuye su aceleración.

De todos modos, hay una similitud a tener en cuenta. “Las Pioneer”, dice Anderson, “al igual que todas las astronaves que sobrevolaron la Tierra, se encuentran en órbitas hiperbólicas”. No es una trayectoria muy común, ya que la amplia mayoría de las astronaves describe trayectorias parabólicas o elipsoidales. ¿Tendrá eso algo que ver? Por el momento, como reconoce Anderson, “me siento humilde y perplejo ante esto”.

Ante una pregunta realizada por Space.com, Anderson dijo que “quedaría muy sorprendido si se hubieran descubierto dos anomalías independientes; sospecho que están conectadas, aunque realmente no lo sé”.

El científico agrega que el hecho de que el efecto resulte más evidente cuanto mayor sea la asimetría con respecto al ecuador “sugiere que la anomalía está relacionada con la rotación de la Tierra”.

Pioneer 10, la primera anomalía © NASA