Source: http://elatrildelorador.blogspot.com/2008/07/
Timestamp: 2019-07-16 21:05:25+00:00

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Comunicado de Prensa ESO PR 23/08.
Descubren un objeto intermedio entre las supernovas y los estallidos de rayos gamma.
Un equipo de astrónomos dirigido por europeos está proporcionando indicios de que una reciente supernova puede no haber sido tan normal como se creyó inicialmente. En cambio, se considera que la estrella que explotó colapsó en forma de agujero negro, produciendo un chorro débil, típico de acontecimientos mucho más violentos, los así llamados estallidos de rayos gamma.
Este objeto, SN 2008D, se encuentra, por lo tanto, entre las explosiones más débiles que producen chorros de movimiento rápido. Este descubrimiento representa un hito crucial para la comprensión de los fenómenos más violentos que se pueden observar en el universo.
ESO PR Photo 23a/08 – NGC 2770, SN 2007/uy y SN 2008D
La galaxia espiral NGC 2770 y sus dos supernovas, según las estudió el Observatorio de Asiago.
Estos sorprendentes resultados, basados parcialmente en observaciones realizadas con el Telescopio Muy Grande de ESO, aparecieron el día 25 de julio de 2008 en Science Express, la versión on line de Science.
Las estrellas que al nacer poseen más de 8 masas solares finalizan su relativamente corta vida en un espectáculo cósmico de fuegos artificiales que ilumina el universo. El resultado es la formación de los objetos más densos que existen, estrellas neutrónicas y agujeros negros. Cuando estallan, algunas de las más masivas emiten un corto grito de agonía, en forma de estallido de rayos-X o rayos gamma de alta energía.
A primeras horas de la tarde (hora europea) del 9 de enero de 2008, el telescopio Swift NASA/STFC/ASI descubrió por azar un estallido de rayos-X de cinco minutos de duración proveniente de una fuente en el interior de la galaxia NGC 2770, localizada a unos 90 millones de años-luz en la dirección de la constelación del Lince. El satélite Swift estaba estudiando una supernova que había estallado el año anterior en la misma galaxia, pero el estallido de rayos-X provenía de otro lugar, y pronto mostró que surgía de una supernova diferente, denominada SN 2008D.
Investigadores del Instituto Nacional Italiano de Astrofísica (INAF), el Instituto Max Planck de Astrofísica (MPA), ESO, y de varias otras instituciones, han observado la supernova en gran detalle. El equipo está liderado por Paolo Mazzali del Observatorio de Padua del INAF y de MPA.
“Lo que hace que este acontecimiento resulte muy interesante”, dice Mazzali, “es que la señal de rayos-X era muy débil y “suave” [1], algo muy diferente a un estallido de rayos gamma y más en línea con lo que se podía esperar de una supernova normal”.
Por eso, después de que fue descubierta la supernova, el equipo rápidamente la observó desde el Observatorio Asiago en el norte de Italia y estableció que era una supernova Tipo Ic.
“Estas son supernovas producidas por estrellas que han perdido sus capas más externas ricas en hidrógeno y helio antes de estallar, y son el único tipo de supernovas que están asociadas con estallidos de rayos gamma de larga duración”, explica Mazzali. “Por lo tanto, el objeto se hizo aún más interesante”.
ESO PR Photo 23b/08 – NGC 2770 y sus dos supernovas
Imágenes de NGC 2770 en tres épocas diferentes: la primera del 6 de enero de 2006 muestra la supernova SN 2007uy qye se está desvaneciendo. La segunda, tomada 6 días después, muestra la recién descubierta supernova SN 2008D. Es muy raro que ocurran dos supernovas al mismo tiempo en una galaxia dada, ya que suceden en promedio una vez cada 100 años; la última ocurrida en nuestra galaxia data de 1604. La tercera imagen, tomada casi un mes después, todavía muestra a las dos supernovas. SN 2007uy ha disminuido su brillo, mientras que SN 2008D ha aumentado su luminosidad.
A principios de este año un equipo independiente de astrónomos informó en la revista Nature que SN 2008D es una supernova bastante normal. El hecho de que se hubieran detectado rayos-X era, dijeron, porque por primera vez los astrónomos habían sido lo suficientemente afortunados como para detectar a la estrella en el acto mismo de la explosión.
Mazzali y su equipo piensan otra cosa. “Nuestras observaciones y modelos muestran que es un suceso bastante inusual, que se comprendería mejor como un objeto que estuviera en el límite entre las supernovas normales y los estallidos de rayos gamma”.
El equipo organizó una campaña de observación para monitorear la evolución de la supernova utilizando tanto a telescopios de ESO como nacionales, recogiendo una gran cantidad de datos. El comportamiento inicial de la supernova indicó que era un evento altamente energético, aunque no tan poderoso como un estallido de rayos gamma. Sin embargo, después de unos pocos días, el espectro de la supernova comenzó a cambiar. En particular, aparecieron líneas de helio, demostrando que la estrella progenitora no estaba tan desprovista como las supernovas asociadas con los estallidos de rayos gamma.
A lo largo de los años, Mazzali y su grupo han desarrollado modelos teóricos para analizar las propiedades de las supernovas. Cuando se los aplicó a SN 2008D, estos modelos indicaron que la estrella progenitora había sido al nacer unas 30 veces más masiva que el Sol, pero que para el momento de la explosión había perdido tanta masa que tenía apenas entre 8 y 10 masas solares. El resultado probable del colapso de una estrella tan masiva es un agujero negro.
“Dado que las masas y las energías involucradas son más pequeñas que en cualquier supernova conocida relacionada con estallidos de rayos gamma, pensamos que el colapso de la estrella dio nacimiento a un chorro débil, y que la presencia de la capa de helio hizo aún más difícil que el chorro permaneciera colimado, de modo que cuando emergió de la superficie estelar la señal fue débil”, dice Massimo Della Valle, co-autor.
“El escenario que proponemos implica que una actividad motora interior similar a un estallido de rayos gamma existe en todas las supernovas que forman un agujero negro”, agrega el co-autor Stefano Valenti.
“A medida que nuestros instrumentos de rayos gamma y rayos-X se van haciendo más avanzados, estamos descubriendo lentamente las muy diversas propiedades de las explosiones estelares”, explica Guido Chincarini, co-autor e Investigador Principal de la investigación italiana de los estallidos de rayos gamma. “Los brillantes estallidos de rayos gamma fueron más fáciles de descubrir, y ahora estamos viendo variaciones en un tema que enlaza estos eventos especiales con los más normales”.
Estos son, sin embargo, descubrimientos muy importantes, ya que continúan pintando una imagen de cómo las estrellas masivas finalizan su vida, produciendo objetos densos, e inyectando nuevos elementos químicos de regreso al gas del cual del cual se formarán nuevas estrellas.
“The metamorphosis of Supernova SN 2008D/XRF 080109: a link between Supernovae and GRBs/Hypernovae” (La metamorfosis de la supernova 2008D/XRF 080109: un enlace entre las supernovas y las hipernovas GRB), por Paolo Mazzali et al., Science Express, 24 de julio de 2008.
[1] Los astrónomos clasifican a los rayos-X como débiles cuando la cantidad relativa de rayos-X de alta energía es menor que la de los de menor energía.
Observatorio espacial de rayos gamma Swift.
Artículo original: ESO Press Release 23/08.
Título: “The Quiet Explosion”
Publicado por Heber Rizzo en 2:15 a. m. No hay comentarios.:
Imágenes Celestes: NGC 5216, el “Sistema de Keenan”, por Martin Winder y Dietmar Hager.
NGC 5216, el Sistema de Keenan
© Winder/Hager
Observemos cuidadosamente esta imagen de NGC 5216 y su galaxia compañera NGC 5218, y veremos un puente de material galáctico que une estas dos galaxias aisladas. Localizado en la constelación de Ursa Mayor (la Osa Mayor), este par conectado por mareas y conocido como Sistema de Keenan ha sido muy bien estudiado, pero escasamente fotografiado.
Descubierto originalmente por Friedrich Wilhelm Herschel en 1790 y estudiado más tarde por Edwin Hubble en 1926 como una nebulosa intergaláctica, no fue hasta 1935 que P. C. Keenan notó que este doble misterio galáctico parecía estar conectado por “escombros luminosos”, una conexión que se extiende por 22 000 años-luz.
Keenan anotó esta estructura peculiar en su artículo, pero no sería hasta 1958 que el puente fuera re-descubierto por observadores de los observatorios Lick y Palomar en “La interacción de las galaxias y la naturaleza de sus brazos, filamentos y colas”.
Hacia 1966, la peculiar espiral NGC 5216 y la galaxia globular NGC 5218 fueron incluidas con el nombre de Arp 104 en el Catálogo de Galaxias Peculiares de Halton Arp, y el distante par (a 17,3 millones de años-luz de distancia) comenzó a capturar la atención que se merecía.
Se llevaron a cabo estudios de núcleos galácticos activos entre galaxias interactuantes y galaxias con distorsiones de marea extremas, y no pasó mucho tiempo antes de que la ciencia comprendiera que estas dos galaxias habían chocado, arrancándose estrellas, gas y polvo una a la otra, que se muestran a su alrededor como halos torcidos. Una vez que hubo ocurrido la interacción, el puente entre ellas se llenó con “estrellas con órbitas nuevas y perturbadas”.
En estudios en el infrarrojo realizados por Bushouse (et al), se han revelado detalles aún más fascinantes, a medida que fuimos aprendiendo que las colisiones galaxia-galaxia pueden producir emisiones infrarrojas más altas.
“Únicamente los sistemas más fuertemente interactuantes en la muestra presentan valores extremos de exceso infrarrojo, lo que sugiere que son necesarias colisiones profundas e interpenetrantes para llevar la emisión infrarroja a niveles extremos. Las comparaciones con indicadores ópticos de formación estelar muestran que el exceso en el infrarrojo y las temperaturas de color se correlacionan con el nivel de actividad de formación estelar en las galaxias interactuantes. Todas las galaxias interactuantes en nuestra muestra que exhiben un exceso infrarrojo y poseen temperaturas de color más altas que las normales, tienen también indicadores ópticos de altos niveles de formación estelar. No es necesario invocar procesos distintos a la formación estelar para explicar el aumento de la luminosidad infrarroja en esta muestra de galaxias interactuantes”.
Lo que está sucediendo en el medio del par está causando una actividad de brote estelar, quizás debido a la repartición de gases. Según Casaola (et al), “a partir de los datos parecería que las galaxias interactuantes poseen un contenido de gas mayor que el de las normales. Las galaxias clasificadas como elípticas tienen un contenido tanto de polvo como de gas que es un orden de magnitud más alto que las normales. Las espirales tienen, en su mayor parte, un contenido de polvo y de HI normal, pero una masa de gas molecular más alta. La luminosidad en rayos-X también parece ser más alta que en las galaxias normales del mismo tipo morfológico, ya sea incluyendo o excluyendo las AGN (con núcleo galáctico activo). Consideramos las posibilidades alternativas de que el exceso de gas molecular pudiera derivarse de la existencia de torques de marea que producen la caída de gas de las regiones adyacentes… parece que las galaxias interactuantes poseen una masa molecular mayor que las galaxias normales pero con una eficiencia similar de formación estelar”.
Sistema Keenan
© Zwicky/Palomar/Caltech
Sin embargo, el punto individual más interesante es el notable filamento que conecta a NGC 5216 con su compañera NGC 5218: “una formación concentrada parecida a una cuerda que conecta a los dos sistemas y la extensión parecida a un dedo, o contra-marea, que sobresale del cúmulo globular NGC 5218 y que arranca en la misma tangente que el filamento interconector”. Fue este mismo cordón de material que ha generado un estudio muy reciente de Beverly Smith (et al) en el infrarrojo de Spitzer, en el ultravioleta del GALEX, en la Prospección Sloan Digitalizada del Cielo y en la Asociación Sudoriental para la Investigación en Astronomía. Sus estudios han ayudado a revelar estas “cuentas en una cuerda”, una serie de complejos de formación estelar. Según sus hallazgos, “nuestro modelo sugiere que el material del puente que cae en el potencial de la compañera sobrepasa a la compañera. Entonces, el gas se apila en una acumulación apogaláctica antes de caer nuevamente sobre la compañera, y la formación estelar ocurre en esta acumulación”.
NOTA: Los datos lumínicos de esta impresionante imagen fueron recogidos por Martin Winder y procesados por el Dr. Dietmar Hager. Esta imagen en particular necesitó 10 horas de exposición e incontables horas de procesamiento para transformarse en el hermoso estudio que aquí se puede ver. Agradecemos al Sr. Winder y al Dr. Hager por compartir con nosotros esta exclusiva fotografía.
Artículo original: “Bridge Across Space”.
Publicado por Heber Rizzo en 1:06 a. m. No hay comentarios.:
Comunicado de Prensa ESO PR 22/08.
El Telescopio Muy Grande de ESO observa, por primera vez, cómo el polvo se forma alrededor de una estrella en erupción.
Utilizando el Interferómetro del Telescopio Muy Grande de ESO y su notable agudeza, los astrónomos fueron capaces, por primera vez, de ser testigos de la aparición de una cáscara de gas polvoriento alrededor de una estrella que acababa de hacer erupción, y de seguir su evolución por más de 100 días. Esto proporcionó a los científicos una nueva forma de estimar la distancia a este objeto y obtener valiosísima información sobre el modo de operación de los vampiros estelares, estrellas muy densas que succionan material de un compañero.
Aunque inicialmente se creyó que las novas eran estrellas nuevas que aparecían en el cielo (de ahí su nombre en latín), ahora se las entiende como señales de estrellas pequeñas y densas. Las novas ocurren en sistemas estelares dobles que están compuestos por una enana blanca (el producto final de una estrella como el Sol) y, generalmente, una estrella normal de poca masa, una enana roja.
Las dos estrellas están tan juntas que la enana roja no puede sostenerse a sí misma y pierde masa que va a su compañera.
Ocasionalmente, la cáscara de materia que cae sobre la estrella ingestora se hace inestable, produciendo una explosión termonuclear que hace que el sistema se vuelva más luminoso.
Envolturas de polvo alrededor de una nova
Nova Scorpii 2007a (o V1280 Scorpii) fue descubierta por astrónomos aficionados japoneses el 4 de febrero de 2007 en la dirección de la constelación de Scorpius (el Escorpión). Durante unos pocos días, se fue haciendo más y más luminosa, alcanzado su máximo el 17 de febrero, para convertirse en una de las novas más brillantes de los últimos 35 años. En ese momento era visible a simple vista.
Once días después de haber alcanzado su máximo, los astrónomos fueron testigos de la formación de polvo alrededor del objeto. Este polvo estuvo presente por más de 200 días, mientras que la nova emergió lentamente del humo entre octubre y noviembre de 2007. Durante estos 200 días, la fuente eruptiva fue opacada con gran eficiencia, haciéndose más de 10 000 veces menos luminosa en el espectro visual.
Un monitoreo de alta resolución espacial sin precedentes de este evento de formación de polvo fue llevado a cabo con el Interferómetro del Telescopio Muy Grande (VLTI = Very Large Telescope Interferometer), el cual se extendió por más de 5 meses a continuación del descubrimiento.
Los astrónomos utilizaron el instrumento de infrarrojo cercano AMBER y luego, como la nova continuaba produciendo polvo en gran cantidad, comenzaron a utilizar el instrumento de infrarrojo medio MIDI, que es más sensible a la radiación del polvo caliente.
En forma similar, a medida que la nova se iba haciendo más débil, los astrónomos cambiaron los Telescopios Auxiliares de 1,8 metros por sus hermanos mayores, las Unidades Telescopio de 8,2 metros.
En el modo interferométrico, la resolución obtenida es similar a la de un telescopio de entre 35 y 71 metros (la distancia entre dos telescopios utilizados).
Las primeras observaciones, afirmadas 23 días después del descubrimiento, mostraban que la fuente era muy compacta, de menos de un milésimo de arcosegundo (o mas), lo que se puede comparar con observar un grano de arena desde una distancia de unos 100 kilómetros. Unos pocos días después, luego de la detección del evento principal de formación de polvo, la fuente medía 13 mas.
“Es muy probable que el tamaño último corresponda al diámetro de la cáscara de polvo en expansión, mientras que el tamaño medido previamente era el límite superior de la fuente eruptiva”, explica el autor principal Olivier Chesneau. A lo largo de los meses siguientes la cáscara de polvo se expandió regularmente, a una velocidad cercana a los dos millones de kilómetros por hora.
“Es la primera vez que la envoltura de polvo de una nova se resuelve espacialmente, y su evolución es registrada desde el comienzo mismo de su formación hasta el punto en que se encuentra tan diluida que no se la puede ver más”, dice el co-autor Dipankar Banerjee, de la India.
La medición de la velocidad angular de expansión, junto con el conocimiento de la velocidad misma de expansión, permite al astrónomo derivar la distancia del objeto, en este caso unos 5 500 años-luz.
“Es una nueva y prometedora técnica para proporcionar las distancias de las novas más cercanas. Fue posible porque gracias a la instalación de última generación del VLTI, tanto en términos de infraestructura y manejo de las observaciones, le permite a los científicos programar este tipo de observaciones”, dice el co-autor Markus Wittkowski de ESO.
Más aún, la calidad de los datos proporcionados por el VLTI era tal que fue posible estimar la producción diaria de polvo e inferir la masa total eyectada. “En total, V1280 probablemente eyectó más del equivalente a 33 masas de la Tierra, un hecho bastante impresionante si se considera que la masa fue arrojada desde una estrella que no tiene un radio más grande que el de nuestro planeta”, concluyó Chesneau. De todo este material, aproximadamente un uno por ciento o algo menos estaba en forma de polvo.
"VLTI monitoring of the dust formacion eventa of the Nova V1280 Sco” (“Monitoreo por el VLTI del evento de formación de polvo de la nova V1280 Sco”) por O. Chesneau et al. apareció el día 24 de julio de 2008 en la revista de investigación Astronomy & Astrophysics.
El equipo está compuesto por O. Chesneau, S. Sacuto, y A. Spang (CNRS/OCA, Grasse, Francia), D. P. K. Banerjee, N. M. Ashok y R. K. Das, (Physical Research Laboratory, Gujarat, India), F. Millour, N. Nardetto y S. Kraus (Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn, Alemania), E. Lagadec (Departmento of Physics and Astronomy, Universidad de Manchester, Reino Unido), y M. Wittkowski, C. Hummel, M. Petr-Gotzens, S. Morel, F. Rantakyro, y M. Schöller (ESO).
Artículo original: ESO Press Release 22/08.
Título: “Watching a 'New Star' Make the Universe Dusty”
Publicado por Heber Rizzo en 11:02 p. m. No hay comentarios.:
Comunicado de Prensa ESO PR 21/08.
Las investigaciones del Telescopio Muy Grande de ESO reconcilian las observaciones con los modelos.
Los cuásares son los núcleos brillantes de galaxias remotas, en cuyos corazones se encuentran agujeros negros súper masivos que pueden generar energía suficiente como para superar en un millón de millones de veces la luminosidad del Sol.
Estas poderosas fuentes de energía son alimentadas por el gas interestelar, que según se cree es absorbido por el agujero desde un “disco de acreción” que lo rodea. Un artículo del número de la revista Nature correspondiente a esta semana, basado parcialmente en datos recogidos con el Telescopio Muy Grande (VLT = Very Large Telescope) del Observatorio Austral Europeo (ESO = European Southern Telescope), verifica una predicción de larga data sobre la intensa radiación luminosa emitida por estos discos de acreción.
“Los astrónomos estaban asombrados por el hecho de que los mejores modelos de estos discos no podían ser bien reconciliados con algunas de las observaciones; en particular, con el hecho de que estos discos no parecían ser tan azules como deberían ser”, explica el autor principal Makoto Kishimoto.
ESO PR Photo 21/ 08– Revelando el disco interior
Impresión artística que muestra el principio seguido por el equipo para descubrir el color verdadero del disco del cuásar. El objeto rojo parecido a una estrella en el panel superior izquierdo es uno de los cuásares observados. La luz proveniente del cuásar y que es contaminada por las nubes (panel superior derecho) se hace pasar por un filtro que suprime su efecto, mostrando los colores verdaderos (paneles inferiores).
© M. Kishimoto & M. Schartmann
Esta discrepancia podría ser una señal de que había algo muy equivocado en los modelos. Con sus colegas, investigó esta discrepancia estudiando la luz polarizada proveniente de seis cuásares. Esto les permitió demostrar que el espectro del disco era tan azul como se había predicho.
“La dificultad observacional crucial en este caro había sido que el disco está rodeado por un toroide mucho más grande que contiene polvo caliente, y cuya luz supera parcialmente la del disco”, dice Kishimoto. “Como la luz proveniente del disco es dispersada en la vecindad del disco y por lo tanto se polariza, al observar únicamente la luz polarizada proveniente de los cuásares se puede descubrir la luz oculta del disco”.
De la misma forma en que un pescador utilizar gafas de sol polarizadas para ayudarse a disminuir el resplandor de la superficie del agua y de esa forma poder ver más claramente por debajo de ella, el filtro en el telescopio permitió a los astrónomos ver más allá de las nubes de polvo y gas que rodean al disco para poder ver su color azul en la luz infrarroja.
Las observaciones se llevaron a cabo utilizando los instrumentos FORS e ISAAC adosados a una de las Unidades Telescopio del Telescopio Muy Grande de ESO, localizado en el desierto de Atacama, Chile, así como a varios otros telescopios, incluyendo al UKIRT (United Kingdom Infra Red Telescope = Telescopio Infrarrojo del Reino Unido) del STFC (Science and Technology Facilities Council = Consejo de Instalaciones Científicas y Tecnológicas).
Por lo tanto, la imagen estándar del disco de acreción ha sido reivindicada. Los autores creen que mediciones posteriores podrían finalmente proporcionar un conocimiento valioso sobre cómo y dónde termina el disco, y sobre cómo el material es proporcionado al disco.
"The characteristic blue spectra of accretion disks in quasars as uncovered in the infrared," ( “El característico espectro azul de los discos de acreción en los cuásares es descubierto en el infrarrojo”) por Makoto Kishimoto et al., aparece en el número del 24 de julio de 2008 de la revista Nature.
El equipo está compuesto por Makoto Kishimoto (Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn, Alemania), Robert Antonucci, Omer Blaes, y Christian Leipski (Universidad de California, Santa Bárbara, EE.UU.), Andy Lawrence (SUPA, Universidad def Edinburgo, Reino Unido), Catherine Boisson (LUTH, Observatoire de Paris, Francia), y Marcus Albrecht (Universidad Católica del Norte, Chile).
Artículo original: ESO Press Release 21/08.
Título: “Accretion Discs Show Their True Colours”
Publicado por Heber Rizzo en 9:28 p. m. No hay comentarios.:
”El cañón de los demonios”: imágenes de una región impresionante en el lejano Marte
¿Fueron creados estos valles marcianos por borbotones de agua de lluvias pasadas, o de manantiales subterráneos, o quizás por flujos de lava que corrieron sobre la superficie del planeta? Este es el debate que rodea los muchos valles, abismos y secos barrancos que se pueden encontrar en el planeta rojo.
La mayoría de los geólogos parece favorecer la idea de que el agua fluyó sobre la superfice marciana en su pasado. Las imágenes de Echus Chasma que aquí vemos fueron obtenidas utilizando la Cámara Estereoscópica de Alta Resolución (HRSC = High-Resolution Stereo Camera) a bordo de la nave Mars Express de la Agencia Espacial Europea (ESA).
Se cree que Echus Chasma es una de las mayores regiones de fuentes de agua en Marte. Los valles, cortados en el paisaje, se parecen a las redes de drenaje que se encuentran en la Tierra. La fotografía que se muestra arriba tiene una resolución de terreno de aproximadamente 17 metros por píxel, y es tan clara y distinta que casi se puede sentir que estamos allí.
(NOTA: En la geología planetaria, Chasma (plural: chasmata) es una depresión profunda, alargada, con lados empinados; un gran cañón. Para mayor información sobre los nombres de los rasgos geográficos en los diferentes planetas del sistema solar, consultar al Glosario Geográfico Planetario. En cuanto a “echus”, son espíritus opresores, demonios. Por lo tanto, “Echus Chasma” puede traducirse como “Cañón de los demonios”.H.R.).
Echus Chasma tiene aproximadamente unos 100 kilómetros de largo por 10 kilómetros de ancho. Se cree que fue la región de fuentes de agua que formó Kasei Valles, un extenso valle que se extiende por miles de kilómetros hacia el norte. Está localizado en la alta meseta de Lunae Planum, al norte del Valles Marineris (el Gran Cañón de Marte). Esta imagen contiene datos de elevación, también obtenidos por la HRSC.
Un impresionante acantilado, de unos 4 000 metros de altitud, se encuentra localizado en la parte oriental de Echus Chasma. Posiblemente, alguna vez desde este acantilado se precipitaron gigantescas cascadas sobre el suelo del valle. El notablemente liso terreno del valle fue posteriormente cubierto por la lava basáltica.
Se cree que los canales más pequeños, también llamados cañones de zapa, se originan por la descarga de aguas subterráneas.
Artículo original: “Echus Chasma, from Mars Express”
Publicado por Heber Rizzo en 1:26 a. m. No hay comentarios.:
En el planeta rojo siguen surgiendo preguntas sin respuesta… hasta ahora
El Experimento Científico Fotográfico de Alta Resolución (HiRISE = High Resolution Imaging Science Experiment) continúa generando imágenes asombrosas a medida que el Orbitador de Reconocimiento Marciano (MRO = Mars Reconnaissance Orbiter) de la NASA sigue sobrevolando la superficie marciana. Sin embargo, el ejemplo de hoy probablemente crea más preguntas que respuestas.
Los misteriosos montículos marcianos
Cerca del ecuador marciano, al sur de Elysium Planitia, existe un cráter y dentro de él hay algunos extraños montículos que hasta ahora han eludido una explicación formal. Hay algunas pocas posibilidades acerca de cómo se pueden haber formado estos montículos, y también podría haber algunos ejemplos similares en la Tierra…
Estos rasgos recuerdan mesetas que han sido desnudadas por los vientos marcianos, o acumulaciones de arena u otros sedimentos dejados allí después de una tormenta de arena. En realidad, estos ”misteriosos” rasgos no han sido formados por la arena, y puede que no hayan sido cincelados por el viento.
Esta imagen fue encargada por el equipo HiRISE para investigar una fotografía previa de la Cámara Orbital Marciana del Mars Global Surveyor de la región que mostraba un antiguo cráter lleno de algunas extrañas ondulaciones. Utilizando todo el poder de resolución de 25 cm/píxel de HiRISE, estos rasgos pueden ser observados con gran detalle.
Imagen HiRISE de toda la región
Los montículos mayores parecen tener unos 200 metros de diámetro y varían en forma. Entre los montículos parece haber rasgos de arena empujada por el viento, pero los científicos no pueden explicar la formación de los montículos en el presente. Se ha prestado atención a la áspera textura superficial de los montículos, la que sugiere que podrían ser afloramientos de dura roca madre donde la arena suelta o la roca sedimentaria han sido erosionadas, dejando detrás los montículos. Pero, ¿cómo ocurrió esa erosión y por qué es tan dura la roca madre?
Los montículos podrían ser antiguos flujos de lava, sedimentos fluviales (lo que indicaría una gran cantidad de agua en el pasado) o eyecciones de impacto (es decir, material lanzado hacia dentro del cráter después de otro impacto). Cualquiera de estos factores pudo haber producido estos rasgos endurecidos.
Pero lo extraño es que hay toda una enorme planicie llena de estos montículos; no son rasgos aislados. Para determinar su origen, será necesario llevar a cabo más análisis.
El Espectrómetro Fotográfico Compacto de Reconocimiento para Marte (CRISM = Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars) a bordo del Orbitador de Reconocimiento Marciano será utilizado ahora para derivar el contenido mineral de la región a los efectos de adquirir un mayor conocimiento. Pero hasta entonces, estos montículos continuarán siendo un misterio marciano…
Artículo original: “The Mysterious Mars Mounds”
Publicado por Heber Rizzo en 8:56 p. m. 4 comentarios:
Publicado por Heber Rizzo en 8:22 p. m. No hay comentarios.:
Una contendiente para el título de estrella más brillante de la Vía Láctea ha salido a la luz en la polvorienta metrópolis del centro galáctico.
Conocida como “estrella nebulosa Peonía”, este brillante bulbo estelar fue revelado por el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA y por otros telescopios con base en tierra. Se estima que su luminosidad equivale a unos 3,2 millones de soles.
Estrella nebulosa Peonía
Esta estrella tipo Wolf-Rayet lleva el nombre científico de WR 102ka y se encuentra a unos 26 093 años luz de distancia (aprox. 8 kiloparsecs) en la dirección de la constelación del Sagitario.
La campeona “estrella más brillante” reinante es Eta Carina, con una asombrosa emisión de 4,7 millones de soles, pero según los astrónomos, es difícil precisar una luminosidad exacta para estas abrasadoras estrellas, de modo que potencialmente podrían lucir con cantidades similares de luz.
“La estrella nebulosa Peonía es una criatura fascinante. Parece ser la segunda estrella más luminosa que conocemos en la galaxia, y se encuentra localizada muy profundamente en el centro galáctico”, dijo Lidia Oskinova de la Universidad de Postdam en Alemania. “Probablemente existan otras estrellas tan luminosas como éstas o aún más en nuestra galaxia y que permanecen ocultas a la vista”. Oskinova es investigadora principal de esta investigación y segunda autora de un artículo que aparecerá en un número futuro de la revista “Astronomy and Astrophysics”.
Los científicos ya sabían sobre la estrella nebulosa Peonía, pero como su ubicación protegida en el polvoriento cubo central de nuestra galaxia, su extremada luminosidad no se había revelado hasta ahora. Los penetrantes ojos de Spitzer pueden observar directamente el corazón galáctico, en regiones impenetrables para la luz visible. De la misma forma, datos infrarrojos del Telescopio de Nueva Tecnología del Observatorio Austral Europeo en Chile fueron fundamentales para poder calcular la luminosidad de esta estrella.
“La astronomía infrarroja nos abre vistas extraordinarias hacia el medioambiente de la región central de nuestra galaxia”, manifestó Oskinova.
Las estrellas más luminosas del universo son también las más grandes. Los astrónomos estiman que la estrella nebulosa Peonía saltó a la vida con una enorme masa aproximadamente 150 a 200 veces mayor que la de nuestro Sol. Estrellas tan masivas son escasas y desconciertan a los científicos porque estiran los límites requeridos para la formación estelar. La teoría predice que si una estrella nace siendo demasiado masiva, no puede mantenerse integrada y debe en cambio romperse para formar estrellas dobles o múltiples.
La estrella nebulosa Peonía no solamente es masiva, sino que también luce una gran circunferencia. Pertenece a un tipo de estrellas azules gigantes conocidas como “estrellas Wolf-Rayet”, con una diámetro aproximadamente cien veces mayor que el de nuestro Sol. Esto significa que esta estrella, si estuviera ubicada en el lugar del Sol, se extendería hasta la órbita de Mercurio.
Con una masa tan enorme, esta estrella apenas logra mantenerse en una sola pieza. Derrama enormes cantidades de materia estelar en forma de fuertes vientos a lo largo de su relativamente corta vida de unos pocos millones de años. Esta materia se ve empujada tan violentamente por la fuerte radiación de la estrella que los vientos alcanzan velocidades de hasta 1,6 millones de kilómetros por hora en apenas unas pocas horas).
En última instancia, la estrella nebulosa Peonía estallará en una explosión de proporciones cósmicas conocida como supernova. De hecho, Oskinova y sus colegas dicen que la estrella está madura para su pronta explosión, lo que en términos astronómicos significa cualquier instante desde ahora hasta dentro de unos pocos millones de años.
“Cuando explote esta estrella, evaporará cualquier planeta que orbite en su vecindad”, opinó Oskinova. “A distancias mayores, la explosión podría de hecho disparar el nacimiento de nuevas estrellas”.
Además del propio astro, los astrónomos descubrieron una nube de polvo y gas, conocida como nebulosa, que rodea a la estrella. El equipo bautizó a esta nube con el nombre de “nebulosa Peonía” porque se parece a esta flor.
“La nebulosa fue creada probablemente por la aspersión de polvo que surge de la masiva estrella nebulosa Peonía”, dijo Andreas Barniske de la Universidad de Postdam, autor principal del artículo.
Wolf-Rainer Hamann, también de la Universidad de Postdam, es otro de los co-autores del artículo e investigador principal del programa Spitzer que permitió esta investigación.
El Laboratorio de Propulsión a Chorro (JPL) de la NASA en Pasadena, California, gerencia la misión del Telescopio Espacial Spitzer para el Directorio de Misiones Científicas de la NASA en Washington. Las operaciones científicas son llevadas a cabo en el Centro de Ciencia Espacial Spitzer en el Instituto de Tecnología de California (Caltech), también en Pasadena. Caltech gerencia al JPL para la NASA.
El espectrógrafo infrarrojo de Spitzer, que fue utilizado para determinar la luminosidad de la estrella nebulosa Peonía, fue construido por la Universidad de Cornell, en Ithaca, Nueva York. Su desarrollo fue liderado por Jim Houck, de Cornell.
Peonía (peonia sp)
© Espacio Natural.com
Artículo original: “Brightest Star in the Galaxy has New Competition”
Publicado por Heber Rizzo en 12:42 a. m. 2 comentarios:

References: resolución 
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 Resolución 
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