Sloan Digital Sky Survey

Un análisis de más de 70.000 galaxias realizado por físicos de la Universidad de California en Berkeley, la Universidad de Zurich, Suiza. y la Universidad Princeton, demuestra que el Universo (al menos hasta una distancia de 3.500 millones de años luz de la Tierra) se desempeña por las reglas establecidas hace 95 años por Albert Einstein en su Teoría General de la Relatividad.

Mediante el cálculo de la agrupación de estas galaxias, que se extienden a casi un tercio del camino hacia el borde del Universo, y el análisis de sus velocidades y la distorsión del material involucrado, los investigadores han demostrado que la teoría de Einstein explica el Universo cercano mejor que las teorías alternativas de la gravedad.

Una consecuencia importante del nuevo estudio es que la existencia de materia oscura es la explicación más probable para la observación que las galaxias y cúmulos de galaxias se mueven como si estuviesen influenciados por alguna masa invisible, además de estarlo por las estrellas que los astrónomos observan.

“Lo bueno de ir a la escala cosmológica es que podemos probar a pleno cualquier teoría alternativa de la gravedad, porque debe prever las cosas que observamos”, dijo el coautor Seljak Uros, profesor de física y astronomía en la Universidad de Berkeley y científico del Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley, que está actualmente dejando el Instituto de Física Teórica de la Universidad de Zurich. “Las teorías alternativas que no requieren la materia oscura fallan en estas pruebas”.

En particular, la teoría de la gravedad tensor-vector-escalar TeVeS, que ajusta a la relatividad general para evitar recurrir a la existencia de materia oscura, no pasa la prueba.

El resultado entra en conflicto con un informe del año pasado que afirma que el Universo muy temprano, entre 8 y 11 mil millones de años, se desviaba de la descripción de la gravedad de la relatividad general.

Seljak y sus alumnos y ex alumnos, incluidos los primeros autores Reinabelle Reyes, estudiante graduada de la Universidad de Princeton, y Rachel Mandelbaum, doctorada recientemente en Princeton, informan sus hallazgos en la edición del 11 de marzo de la revista Nature. Otro coautores son Tobias Baldauf, Lucas Lombriser y Robert E. Smith de la Universidad de Zurich, y James E. Gunn, profesor de física en Princeton y padre del estudio digital del cielo Sloan (SDSS).

La teoría general de la relatividad de Einstein sostiene que la gravedad deforma el espacio y el tiempo, lo que significa que la luz se curva al pasar cerca de un objeto masivo, como el núcleo de una galaxia. La teoría ha sido validada en numerosas ocasiones en la escala del Sistema Solar, pero las pruebas en una escala galáctica o cósmica no habían sido concluyentes.

“Hay algunas pruebas crudas e imprecisas de la relatividad general a escala de galaxias, pero no tenemos buenas predicciones para probar las teorías competidoras”, dijo Seljak.

Estas pruebas se han vuelto importantes en las últimas décadas debido a la idea que parte de la masa invisible que impregna el Universo perturba a algunos teóricos y ha estimulado a modificar la relatividad general para deshacerse de la materia oscura. La TeVeS, por ejemplo, dice que la aceleración causada por la fuerza gravitacional de un cuerpo no sólo depende de la masa de dicho cuerpo, sino también del valor de la aceleración causada por la gravedad.

El descubrimiento de la energía oscura, una fuerza enigmática que está causando que la expansión del Universo se acelere, ha dado lugar a otras teorías, tales como una llamada f(R), para explicar la expansión, sin recurrir a la energía oscura.

Las pruebas para distinguir entre teorías rivales no son fáciles, dijo Seljak. Un cosmólogo teórico, señaló que los experimentos cosmológicos, como la detección del fondo cósmico de microondas, suelen incluir mediciones de las fluctuaciones en el espacio, mientras que las teorías de la gravedad predicen las relaciones entre la densidad y la velocidad, o entre la densidad y el potencial gravitacional.

“El problema es que el tamaño de la fluctuación, por sí solo, no nos dice nada sobre teorías cosmológicas subyacentes. Esencialmente, es una molestia, nos gustaría deshacernos de ella”, dijo Seljak. “La novedad de esta técnica es que mira a una combinación particular de observaciones que no depende de la magnitud de las fluctuaciones. La cantidad es una prueba irrefutable de las desviaciones de la relatividad general”.

Hace tres años, un equipo de astrofísicos dirigido por Zhang Pengjie del Observatorio de Shanghai sugirió la utilización de una cantidad denominada EG para comprobar los modelos cosmológicos. La cantidad EG refleja la cantidad de acumulación de galaxias observada y cuánto se distorsionan las galaxias por causa de la deflexión de la luz, a medida que pasa a través de la materia involucrada, proceso conocido como efecto de lente débil. Las lentes débiles pueden hacer que una galaxia redonda luzca como elíptica, por ejemplo.

“Dicho simplemente, EG es proporcional a la densidad media del Universo, e inversamente proporcional a la tasa de crecimiento de la estructura del Universo”, dijo. “Esta combinación particular, se deshace de las fluctuaciones de amplitud y, por lo tanto, se centra directamente en la combinación particular que es sensible a las modificaciones de la relatividad general”.

Utilizando los datos de más de 70.000 brillantes y, por lo tanto, lejanas  galaxias rojas del SDSS, Seljak y sus colegas calcularon EG y lo compararon con las predicciones de TeVeS, f (R) y el modelo de la materia oscura fría de la relatividad general mejorada con una constante cosmológica para dar cuenta de la energía oscura.

Las predicciones de TeVeS se encontraban fuera de los límites de error de observación, mientras que la relatividad general encaja muy bien dentro del error experimental. El EG predicho por f (R) fue algo menor que el observado, pero dentro del margen de error.

En un esfuerzo por reducir el error y así probar las teorías que obvian la energía oscura, Seljak espera ampliar su análisis a, tal vez, un millón de galaxias en el relevamiento espectroscópico de oscilación bariónica BOSS del SDSS-III, dirigido por un equipo de LBNL y de la Universidad de Berkeley, cuando se complete, en unos cinco años. Reducir el error aún más, tal vez en tanto como un factor 10, exige un estudio mucho más ambicioso llamado BigBoss, que ha sido propuesto por los físicos del LBNL y de la UC Berkeley, entre otros lugares.

Futuras misiones espaciales, como el conjunto de la NASA Dark Energy Mission (JDEM) y la misión Euclides, de la Agencia Espacial Europea, proveerán también datos para un mejor análisis, aunque tal vez en 10 ó 15 años.

Seljak señala que estas pruebas no le dicen a los astrónomos la identidad real de la materia oscura o la energía oscura. Ellas sólo pueden ser determinadas por otros tipos de observaciones, tales como experimentos de detección directa.

Más información en:

http://www.berkeley.edu/

NASA/CXC/M.Weiss

Científicos han encontrado evidencia de un evento catastrófico que ellos creen fue el responsable de la interrupción en el nacimiento de estrellas en una galaxia en el Universo temprano. Ellos reportaron sus resultados en la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Los investigadores, liderados por el Departamento de Física de la Universidad Durham y financiados por la Sociedad Real y la Sociedad Astronómica Real, dicen que la galaxia masiva, SMM J1237+6203, sufrió una serie de explosiones billones de veces más poderosas que cualquier bomba atómica. Las explosiones acaecieron cada segundo durante millones de años, de acuerdo a los científicos.

Las explosiones dispersaron el gas necesario para la formación de nuevas estrellas, permitiendo que se escapara de la fuerza gravitacional de la galaxia, regulando eficazmente su desarrollo. El equipo liderado por Durham cree que la enorme alimentación de energía fue causada por la eyección de restos del agujero negro de la galaxia o por los poderosos vientos generados por estrellas moribundas explotando como supernovas.

SMM J1237+6203 está situada en la dirección de la constelación Ursa Major (la Osa Mayor) y está tan lejos que la vemos cómo era hace 10 mil millones de años, ó 3 mil millones de años luego del Big Bang, cuando el Universo tenía sólo un cuarto de su edad actual.

Las propiedades vistas en las galaxias masivas más cercanas a nuestra propia galaxia, la Vía Láctea, sugieren que un gran evento extinguió rápidamente la formación estelar en las galaxias de la historia temprana del Universo y evitó que se expandieran. Los teóricos, incluyendo científicos de la Universidad Durham, han argumentado que esto pudo deberse a flujos de energía escapando de las galaxias que evitaron la futura formación de nuevas estrellas aunque, hasta ahora, faltaban pruebas para esto.

Usando el Espectrómetro de Campo Integral en el Infrarrojo Cercano NIFS en Gemini para medir la velocidad del material en la galaxia, encontraron flujos salientes con el poder suficiente como para permitir que los restos de formación estelar se escaparan de la atracción gravitacional de la galaxia. Creen que la colosal energía generada por estos flujos salientes de energía fue suficiente para reprimir cualquier futura formación estelar en la galaxia.

El Dr. Dave Alexander, del Departamento de Física de la Universidad Durham, dijo: “Estamos mirando al pasado y viendo un evento catastrófico que esencialmente extinguió la formación estelar e interrumpió el crecimiento de una típica galaxia masiva en el Universo temprano”.

“Efectivamente, la galaxia está regulando su crecimiento evitando que se formen nuevas estrellas. Los teóricos han predicho que enormes flujos salientes de energía fueron los responsables de esta actividad, pero recién ahora estamos viendo esta acción”.

“Creemos que enormes flujos de salida similares probablemente hayan detenido el crecimiento de otras galaxias en el Universo temprano llevándose el material necesario para la formación estelar”.

El equipo liderado por Durham planea ahora estudiar otras galaxias de formación masiva en el temprano Universo para ver si ellas muestran características similares.

Más información en:

http://www.ras.org.uk/

ESA/ DLR/ FU Berlin (G. Neukum)

Mars Express se encontró con Fobos en la noche 3 de marzo de 2010, sobrevolando su superficie a tan sólo 67 km de altitud, lo más próximo que cualquier objeto hecho por el ser humano se haya acercado a este enigmático satélite natural de Marte. Los datos recogidos durante esta aproximación podrían ayudar a comprender el origen de Fobos y el de otros satélites de ‘segunda generación’.

La naturaleza de Fobos entraña un misterio. Parece un objeto sólido, pero los anteriores sobrevuelos demostraron que su densidad es inferior a la que debería tener si se tratase de un cuerpo completamente sólido. De hecho, los resultados apuntan a que entre un 25 y un 35% de Fobos está hueco. Esto ha llevado a los científicos a pensar que Fobos es una especie de ‘montón de escombros’ en órbita alrededor de Marte. Este montón de escombros estaría formado por rocas de distinto tamaño, con grandes espacios huecos donde no encajan entre sí.

Durante este sobrevuelo, los científicos tuvieron la oportunidad de tomar los datos más precisos obtenidos hasta la fecha del campo gravitatorio de Fobos. La señal de radio enviada desde la Tierra empezó a seguir la trayectoria de Mars Express a las 20:20 TU. Los osciladores de frecuencia en Tierra son unas 100.000 veces más estables que los que se encuentran a bordo del satélite, por lo que para este experimento, que requería la máxima precisión posible, se generó la señal en Tierra y se escuchó el eco rebotado por el satélite.

Las señales de radio viajan a la velocidad de la luz en el vacío del espacio, por lo que necesitaron 6 minutos y 34 segundos en recorrer la distancia que separa a Mars Express de la Tierra. El eco se comenzó a recibir 13 minutos y 8 segundos después de enviar la señal original desde tierra. El eco recibido en las estaciones de seguimiento fue claro y potente. Tan potente que hasta los radioaficionados fueron capaces de sintonizar la señal, aunque sus equipos no son lo suficientemente sensibles como para detectar las ligeras variaciones inducidas por el campo gravitatorio de Fobos.

Una vez recibidos todos los datos, puede comenzar su análisis. En primer lugar se tratará de estimar las variaciones de densidad en el interior de este satélite natural de Marte. Esto permitirá a los científicos comprobar qué proporción del interior de Fobos está formado por huecos.

“Fobos es probablemente un objeto de segunda generación en nuestro Sistema Solar”, explica Martin Pätzold, de la Universidad de Colonia, en Alemania, e Investigador Principal del experimento MaRS (Mars Radio Science). Que sea un objeto de segunda generación significa que se formó por la coalescencia de fragmentos más pequeños en órbita de Marte, después de la formación de este planeta, y no a partir de la misma nube protoplanetaria que dio origen a los planetas de nuestro Sistema Solar. Hay otros satélites naturales, entorno a otros planetas, que también podrían haber tenido un origen similar, como es el caso de Amaltea, en Júpiter.

Sea cual sea la causa que originó Fobos, llegará un momento en que vuelva a su estado desagregado. Su órbita está decayendo lentamente hacia Marte, y llegará un punto en el que la gravedad del Planeta Rojo lo rompa en pequeños fragmentos. “Se formó a partir de escombros y terminará como un montón de escombros”, comenta Pätzold. “Mientras dure, tenemos la oportunidad de estudiarlo y de explorarlo”.

La aproximación de la semana pasada a Fobos forma parte de una campaña durante la que Mars Express se acercará 12 veces a este satélite natural de Marte. En las dos aproximaciones anteriores se utilizó el radar a bordo del satélite europeo para indagar bajo la superficie del enigmático Fobos, intentando detectar la reflexión de sus estructuras internas. Durante los próximos sobrevuelos, la cámara de Mars Express tomará el relevo para adquirir imágenes en alta resolución de la superficie de Fobos.

Más información en:

http://www.esa.int/

Rob Haynes, Louisiana State University

Un equipo internacional de astrónomos, que incluye al Profesor Tom Marsh y al Dr. Danny Steeghs de la Universidad de Warwick, Reino Unido, han demostrado que las dos estrellas de la binaria HM Cancri definitivamente giran una alrededor de la otra en tan sólo 5,4 minutos. Esto hace de HM Cancri la estrella binaria, por mucho,  de más corto período orbital conocida. También es la más pequeña binaria conocida. El sistema binario no es más de 8 veces el diámetro de la Tierra, lo cual equivale a un cuarto de la distancia de la Tierra a la Luna.

El sistema binario consiste de  dos enanas blancas. Estas son las cenizas de estrellas que alguna vez fueron como el Sol y contienen una forma muy condensada de helio, carbono y oxígeno. Las dos enanas blancas en HM Cancri están tan cerca que la masa está fluyendo de una estrella a la otra. HM Cancri fue percibida, por primera vez, como una fuente de rayos X, en 1999, mostrando una periodicidad de 5,4 minutos, pero durante mucho tiempo no había quedado claro si este período también era el período orbital real del sistema. Era tan corto que los astrónomos se mostraban renuentes a aceptar esa posibilidad sin pruebas sólidas.

El equipo de astrónomos, dirigido por el Dr. Gijs Roelofs del Centro de Astrof’ísica Harvard-Smithsoniano (CfA), que incluye al profesor Tom Marsh y al Dr. Danny Steeghs, de la Universidad de Warwick, Reino Unido, ha utilizado el telescopio más grande del mundo, el telescopio Keck, en Hawai, para probar que el período de 5,4 minutos es, de hecho, el período del sistema. Esto se ha hecho mediante la detección de las variaciones de velocidad en las líneas espectrales de la luz de HM Cancri. Estas variaciones de velocidad son inducidas por el efecto Doppler, causado por el movimiento orbital de las dos estrellas que giran una alrededor de la otra. El efecto Doppler hace que las líneas se desplacen periódicamente del azul hacia el rojo y del rojo hacia el azul.

Las observaciones de HM Cancri eran el mayor desafío, debido al período muy corto que era preciso resolver y a la debilidad del sistema binario. A una distancia de casi 16.000 años luz de la Tierra, la binaria exhibe un brillo no mayor que una millonésima del de las estrellas más débiles visibles a ojo desnudo.

El profesor Tom Marsh, de la Universidad de Warwick, dijo: “Este es un sistema intrigante, en varios sentidos: tiene un período muy corto, la masa fluye de una estrella y se desploma en el ecuador de la otra, en una región de tamaño comparable a las Midlands inglesas, donde se libera una energía mayor que toda la irradiada por el Sol, en rayos X. También podría ser un fuerte emisora de ondas gravitatorias que un día podrían ser detectadas desde este tipo de sistema de estrellas”.

El Dr. Danny Steeghs de la Universidad de Warwick, dijo: “Hace algunos años propusimos que HM Cancri era realmente una binaria interactuante formada por dos enanas blancas y que su período orbital era de 5,4 minutos. Es muy gratificante ver que este modelo es confirmado por  nuestras observaciones, sobre todo porque los intentos anteriores habían sido frustrados por el mal tiempo”.

El artículo que describe las observaciones de HM Cancri, titulado Spectroscopic Evidence For a 5.4 Minute Orbital Period in HM Cancri, se publicará en la edición del Astrophysical Journal Letters del 10 de marzo 2010.

“Este tipo de observaciones está realmente en el límite de lo que es actualmente posible. No sólo se necesitan los mayores telescopios del mundo, también tienen que estar equipados con los mejores instrumentos disponibles”, explica el profesor Paul Groot, de la Universidad Radboud, Nijmegen, Holanda.

“El sistema binario HM Cancri es un verdadero desafío para nuestra comprensión de la evolución estelar y binaria”, añade el Dr. Gijs Nelemans, de la Universidad Radboud. “Sabemos que el sistema debe provenir de dos estrellas normales que, de alguna forma, se aproximaron en espiral, en dos episodios anteriores de transferencia de masa, pero la física de este proceso es muy poco conocida. El sistema también es una gran oportunidad para la relatividad general. Debe ser uno de los más copiosos emisores de ondas gravitatorias. En el futuro, esperamos detectar estas distorsiones del espacio-tiempo directamente con el satélite LISA, y el sistema HM Cancri será un hito para esta misión”.

Más información en:

http://www2.warwick.ac.uk/

Rayos X: NASA/ CXC/ MIT/ C.Canizares, D.Evans et al.; óptico: NASA/ STScI; radio: NSF/ NRAO/ VLA

Nuevas observaciones del Observatorio de Rayos X Chandra, de la NASA, proveen evidencia de poderosos vientos fluyendo de la vecindad de un agujero negro supermasivo, en la galaxia cercana NGC 1068. Este descubrimiento indica que agujeros negros supermasivos “promedio” pueden jugar un rol importante en la evolución de las galaxias en las cuales residen.

Por años, los astrónomos supieron que un agujero negro supermasivo crecía en paralelo con su galaxia huésped. Y se sospechaba, desde hace mucho, que el material que salía desde un agujero negro (opuesto a una fracción del material que caía en él) alteraba la evolución de su galaxia huésped.

Una cuestión clave es si tales “agujeros negros de soplo revertido”  transportan típicamente suficiente poder para tener un impacto significativo. Poderosos jets relativistas que se disparan desde los agujeros negros supermasivos más grandes, de gigantescas galaxias en los centros de cúmulos como el de Perseus, se los ve que dan forma a sus galaxias huéspedes, pero éstas son raras. ¿Pero qué pasa con los vientos de escala galáctica menos concentrados y menos poderosos, los cuales deberían ser mucho más comunes?

“Estamos más interesados aquí en ver que puede hacerle  un agujero negro supermasivo de tamaño promedio a su galaxia, no algunos realmente grandes a las galaxias más grandes”, dijo Dan Evans, del Instituto Tecnológico de Massachusetts (MIT), quien presentó estos resultados en la reunión de la División Astrofísica de Altas Energías de la Sociedad Astronómica Americana, en Kona, Hawaii.

Evans y sus colegas usaron el Chandra, durante cinco días, para observar NGC 1068, una de las galaxias más cercanas y brillantes que contiene un agujero negro supermasivo en rápido crecimiento. Este agujero negro es sólo dos veces más masivo que el del centro de nuestra Galaxia, el cual es considerado de un tamaño bastante normal.

Las imágenes en rayos X y el espectro obtenido del Espectrómetro de Red de Transmisión de Alta Energía HETGS, mostró que un poderoso viento está siendo arrastrado desde el centro de NGC 1068 a una velocidad superior al millón de kilómetros por hora. Este viento probablemente se genera a medida que el gas circundante es acelerado y calentado mientras se arremolina hacia el agujero negro. Una porción del gas es atraído hacia el agujero negro, pero algo de éste es expulsado. Los rayos X de alta energía producidos por el gas cerca del agujero negro calientan el gas saliente, causando que éste brille a energías más bajas de rayos X.

Este estudio del Chandra, por Evans y sus colegas, es mucho más profundo que observaciones previas en rayos X. Esto les permitió hacer un mapa de alta definición del volumen en forma de cono iluminado por el agujero negro y sus vientos. Combinando mediciones de la velocidad de las nubes con estimaciones de la densidad del gas, Evans y sus colegas demostraron que cada año se depositan varias veces la masa del Sol a grandes distancias, alrededor de 3000 años luz del agujero negro. El viento puede acarrear suficiente energía para calentar el gas circundante y reprimir la formación extra de estrellas.

“Hemos demostrado que aun agujeros negros a mitad de camino pueden guardar energía”, dijo Evans. ”Pienso que el resultado es que estos agujeros negros no son normales”.

Futuros estudios de HEGTS del Chandra de otras galaxias cercanas examinarán el impacto de otros flujos salientes de AGNs, tendientes a mejorar nuestro entendimiento de la evolución de galaxias y agujeros negros.

“En el futuro, el agujero negro de nuestra propia Galaxia puede sufrir una actividad similar, acabando con el nacimiento de nuevas estrellas en la región central de la Vía Láctea”, dijo Evans.

Estos nuevos resultados proveen una comparación clave con un trabajo previo realizado en la Universidad del Estado de Georgia y la Universidad Católica de América con el instrumento STIS del telescopio espacial Hubble.

Más información en:

http://chandra.harvard.edu/

ESA/ HEXOS/ HIFI Consortium

El Observatorio Espacial Herschel de la Agencia Espacial Europea, ESA, ha puesto de manifiesto las moléculas orgánicas que son clave para la vida en la Nebulosa de Orión, una de las regiones más espectaculares de formación estelar en nuestra galaxia, la Vía Láctea. Este detallado espectro, obtenido con el Instrumento Heterodino para el Infrarrojo Lejano (Heterodyne Instrument for the Far Infrared, HIFI) es una primera ilustración del enorme potencial de Herschel-HIFI para desvelar los mecanismos de formación de moléculas orgánicas en el espacio.

El espectro, uno de los primeros que se obtienen con HIFI, completamente restablecido desde enero de 2010 de unas dificultades técnicas iniciales, demuestra fehacientemente que el instrumento está funcionando a pleno rendimiento. Algunas de las características sorprendentes en el espectro obtenido con HIFI incluyen un rico patrón de picos, cada uno de los cuales representa la emisión de luz de una molécula específica en la Nebulosa de Orión. Esta nebulosa es conocida por ser una de las fábricas de productos químicos más prolíficas en el espacio, aunque la ni la totalidad de su composición química ni las vías para la formación de las moléculas se conocen aún bien. Escudriñando en este patrón de picos del espectro, los astrónomos han identificado unas pocas moléculas comunes que aparecen en todas partes del espectro, pero la identificación de muchas otras líneas de emisión que aparecen en el espectro está en curso actualmente.

Gracias a esta primera identificación obtenida, ha sido posible comenzar a evidenciar la firma de moléculas especialmente interesante puesto que son los precursores directos de las moléculas que propician la vida. Un rasgo característico del espectro de Orión es su riqueza espectral: entre las moléculas que se pueden identificar en este espectro aparecen moléculas de agua, monóxido de carbono, formaldehído, metanol, dimetil éter, cianuro de hidrógeno, óxido de azufre, dióxido de azufre y sus análogos de isotópicos. Se espera identificar muchas otras nuevas moléculas orgánicas.

“Este espectro HIFI, y los muchos que están por venir, proveerá un tesoro virtual de información sobre el inventario de sustancias químicas en general y sobre cómo se forman moléculas orgánicas en una región de formación estelar activa. Alberga la promesa de una profunda comprensión de la química del espacio una vez que tengamos los estudios completos del espectro disponible”, dijo Edwin Bergin, de la Universidad de Michigan, investigador principal del Programa Clave de HEXOS en Herschel. Gracias a la financiación de los Ministerios de Ciencia e Innovación y de Fomento, el Centro de Astrobiología (CAB) y el Observatorio Astronómico Nacional (OAN, IGN) han contribuido muy significativamente al diseño y construcción de HIFI. Jesús Martín-Pintado del CAB, quién ha liderado el desarrollo de herramientas avanzadas de análisis de datos, comenta que “en el contexto de la química prebiótica HIFI abre, por primera vez, la posibilidad de determinar cómo evoluciona la química en una gran variedad de objetos celestes, desde las moléculas más simples hasta los compuestos orgánicos mas complejos”.

Rafael Bachiller, director del OAN, asegura que “las observaciones de HIFI nos desvelan un Universo de enorme y sorprendente riqueza química”. En el OAN se ha desarrollado parte del sistema de detección de HIFI, lo que ha necesitado de años de intenso trabajo por parte de sus ingenieros. Bachiller se muestra muy satisfecho por esta labor y añade que “no cabe duda que HIFI está produciendo ya una auténtica revolución en el campo de la Astroquímica”.

Alta resolución sin precedentes HIFI fue diseñado para proporcionar espectros de resolución extremadamente alta y abrir la investigación a nuevos rangos de longitud de onda, completamente inaccesibles para los telescopios terrestres. “Es asombroso ver cómo funciona HIFI”, dijo Frank Helmich, investigador principal HIFI de SRON Instituto de Investigaciones Espaciales de los Países Bajos. “Obtuvimos este espectro en pocas horas y ya supera claramente a cualquier otro espectro, en cualquier otra longitud de onda, tomado en Orión. Las moléculas orgánicas están por todas partes en este espectro, incluso en los niveles más bajos, que da idea de la fidelidad de HIFI. El desarrollo de HIFI duró ocho años, pero realmente valió la pena esperar”.

Este espectro es uno de los obtenidos poco después de que HIFI reanudase sus operaciones a bordo de Herschel. En agosto de 2009, HIFI experimentó una subida pico de voltaje inesperada en el sistema electrónico, probablemente causado por una partícula cósmica de alta energía, por lo que fue apagado temporalmente. El equipo de la misión estudió a fondo este problema y desarrolló una solución que protege el instrumento de los efectos de este tipo de eventos. El 14 de enero de 2010, HIFI cambió con éxito a la electrónica de repuesto y reinició una secuencia de ensayos y de verificación, previas a las observaciones científicas iniciadas a partir del 28 de febrero. Ahora se une de nuevo con los otros dos instrumentos de Herschel, SPIRE y PACS, en su exploración del Universo infrarrojo lejano.

Herschel es un observatorio espacial de la ESA con los instrumentos científicos proporcionados por consorcios dirigido por investigadores principales europeos, con una importante participación de la NASA.

HIFI es un espectrómetro de alta resolución diseñado y construido por un consorcio financiado nacionalmente liderado SRON Instituto de Investigaciones Espaciales de los Países Bajos. El consorcio incluye a institutos de Francia, Alemania, EE.UU., Canadá, Irlanda, Italia, Polonia, Rusia, España, Suecia, Suiza y Taiwán. La identificación de las numerosas características presentes en el espectro de Orión, con transiciones de especies moleculares particulares, requiere el uso de sofisticadas bases de datos de moléculas, resultado de muchos años de trabajo de espectroscopia en el laboratorio. Para las asignaciones moleculares de este espectro HIFI se ha utilizado la base de datos espectroscopia molecular de Colonia (Cologne Database of Molecular Spectroscopy, CDMS) y una base de datos equivalente en el Jet Propulsion Laboratory de NASA.

Más información en:

http://www.plataformasinc.es/

>> VEA EL CIELO DEL MES

Semana del 15 al 21 de marzo de 2010

* Lunes 15 de marzo de 2010 – Día Juliano a 0h TU 2.455.270,5

Efemérides físicas del Sol; Po = -24,4° ; Bo = -7,2°; Lo = 151,5°.
Luna Nueva, a las 21:2 TU.
Mercurio 0,6° al Sur de Urano, a las 21 TU.
Urano 5,4° al Sur de la Luna, a las 23 TU.
Meridiano central de Marte para 0 TU: 6,6°.
El asteroide 2002 AJ129 en paso cercano a Marte (0,041 UA).
El asteroide 16857 Goodall en máxima aproximación a la Tierra (1,312 UA).
El asteroide 78577 JPL en máxima aproximación a la Tierra (1,971 UA).

* Martes 16 de marzo de 2010 – Día Juliano a 0h TU 2.455.271,5

Efemérides físicas del Sol; Po = -24,5° ; Bo = -7,2°; Lo = 138,3°.
Meridiano central de Marte para 0 TU: 357,5°.
El asteroide 2008 JC en paso cercano a Venus (0,022 UA).
El asteroide 10799 Yucatan en máxima aproximación a la Tierra (1,941 UA).
El asteroide 7291 Hyakutake en máxima aproximación a la Tierra (2,726 UA).
El planeta enano 136472 Makemake en máxima aproximación a la Tierra (51,283 UA).

* Miércoles 17 de marzo de 2010 – Día Juliano a 0h TU 2.455.272,5

Efemérides físicas del Sol; Po = -24,7° ; Bo = -7,1°; Lo = 125,1°.
Urano en conjunción con el Sol, a las 6 TU.
Meridiano central de Marte para 0 TU: 348,3°.
El asteroide 8103 Fermi en máxima aproximación a la Tierra (1,931 UA).
El asteroide 51824 Mikeanderson en máxima aproximación a la Tierra (2,305 UA).

* Jueves 18 de marzo de 2010 – Día Juliano a 0h TU 2.455.273,5

Efemérides físicas del Sol; Po = -24,8° ; Bo = -7,1°; Lo = 111,9°.
Meridiano central de Marte para 0 TU: 339,1°.
El asteroide 1999 MN en paso cercano a Mercurio (0,015 UA).
El asteroide 6758 Jesseowens en máxima aproximación a la Tierra (1,454 UA).
El asteroide 1718 Namibia en máxima aproximación a la Tierra (1,984 UA).

* Viernes 19 de marzo de 2010 – Día Juliano a 0h TU 2.455.274,5

Efemérides físicas del Sol; Po = -25,0° ; Bo = -7,1°; Lo = 98,7°.
Meridiano central de Marte para 0 TU: 329,9°.
El asteroide 3356 Resnik en máxima aproximación a la Tierra (1,183 UA).
El asteroide 6223 Dahl en máxima aproximación a la Tierra (2,059 UA).
El asteroide 767 Bondia en máxima aproximación a la Tierra (2,668 UA).
El asteroide 886 Washingtonia en máxima aproximación a la Tierra (3,064 UA).

* Sábado 20 de marzo de 2010 – Día Juliano a 0h TU 2.455.275,5

Efemérides físicas del Sol; Po = -25,1° ; Bo = -7,1°; Lo = 85,5°.
Equinoccio de Otoño (Sur) / Primavera (Norte), a las 17:33:5 TU.
Meridiano central de Marte para 0 TU: 320,7°.
El cometa C/2009 U3 (Hill) en su perihelio (1,414 UA).
El asteroide 2010 EX11 en paso cercano a la Tierra (0,028 UA).
El asteroide 9880 Stegosaurus en máxima aproximación a la Tierra (1,341 UA).
El asteroide 4433 Goldstone en máxima aproximación a la Tierra (1,742 UA).
El asteroide 19367 Pink Floyd en máxima aproximación a la Tierra (1,753 UA).

* Domingo 21 de marzo de 2010 – Día Juliano a 0h TU 2.455.276,5

Efemérides físicas del Sol; Po = -25,2° ; Bo = -7,0°; Lo = 252,3°.
Saturno en oposición al Sol, a las 24 TU.
Meridiano central de Marte para 0 TU: 311,5°.
El asteroide 2001 FE7 en paso cercano a la Tierra (0,078 UA).
El asteroide 3656 Hemingway en máxima aproximación a la Tierra (1,121 UA).

Los Planetas esta semana

MERCURIO

No visible, por su proximidad al Sol.

VENUS

Visible durante el crepúsculo vespertino, hacia el Oeste, en Pisces (los Peces).
Magnitud visual: -3,91.

MARTE

Visible gran parte de la noche, hacia el Norte, al comienzo, en Cancer (el Cangrejo).
Magnitud visual: -0,22.

JÚPITER

Visible durante el crepúsculo matutino, hacia el Este, en Aquarius (el Aguador).
Magnitud visual: -2,04.

SATURNO

Visible toda la noche, hacia el Este, al comienzo, en Virgo (la Virgen).
Magnitud visual: 0,54.

URANO

No visible, por su proximidad al Sol.

NEPTUNO

Visible durante el crepúsculo matutino, hacia el Este, en Capricornus (Capricornio).
Magnitud visual: 7,97.

Xinhua

China realizó el lanzamiento del satélite de detección remota YaoGan Weixing-9, a las 04:55 TU del 5 de marzo de 2010, utilizando un vector CZ-4C Chang Zheng-4C, desde el Centro de Lanzamiento de Satélites de Jiuquan. Ésta fue la primera vez que se utilizó un cohete CZ-4C desde Jiuquan, demostrando así la versatilidad del complejo de lanzamiento.

El nuevo satélite, según Xinhua, será utilizado para propósitos científicos, análisis de suelos, estima de cosechas agrícolas y monitoreo de desastres naturales.

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NASA/ ISRO

El radar Mini-SAR de la NASA instalado en la sonda orbital lunar Chandrayaan-1, de la India, ha detectado depósitos de agua helada en más de 40 cráteres del polo norte de la Luna. Los pequeños cráteres tienen entre 2 y 15 kilómetros de diámetro. Si bien la cantidad total de hielo depende de su espesor en cada cráter, se estima que podrían contener al menos 600 millones de toneladas métricas de agua congelada.

“En la Luna está ocurriendo la creación de agua, su desplazamiento, depósito y retención”, señala Paul Spudis, investigador principal del experimento Mini-Sar, en el Instituto Lunar y Planetario, en Houston. “Los nuevos descubrimientos muestran que la Luna es un destino para la exploración científica y de operaciones incluso más interesante y atractivo que lo que se pensaba hasta ahora”.

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NASA/Kenny Allen

La empresa United Launch Alliance (ULA), de los Estados Unidos, realizó el lanzamiento del satélite meteorológico GOES-P para las agencias NASA y NOAA, a las 23:57 TU del 4 de marzo de 2010, por medio de un vector Delta-IV, desde Cabo Cañaveral, Florida.

El lanzamiento fue aplazado 40 minutos debido a problema técnicos y meteorológicos.

GOES-P es el satélite más avanzado desarrollado por la NASA para asistir a meteorólogos y científicos del clima. Los satélites GOES proveen las tan familiares imágenes del clima, proporcionando una cobertura casi continua a nivel de imágenes y de detección remota, permitiendo así la mejor medición de las alteraciones en la temperatura atmosférica y en la distribución de la humedad, aumentando la confiabilidad de los pronósticos. La información ambiental provista por estos satélites se utiliza en un sinnúmero de aplicaciones, incluido el monitoreo del estado del tiempo y los modelos de pronóstico.

Luego de alcanzar la órbita, GOES-P se transformó en GOES-15.

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