domingo, 28 de noviembre de 2010

Abril de 2011: Celebración del Global Astronomy Month

El próximo mes de Abril de 2011 se celebrará el Global Astronomy Month (GAM) por segunda vez. Se trata de un evento organizado por Astronomers Without Borders. Durante el mes están programadas numerosas actividades como observaciones, Star Parties y del 10 al 16 la semana de la Luna..
Mas información en:

viernes, 26 de noviembre de 2010

Actividad solar en la parte no visible del Sol el día 26

La superficie solar que no nos es visible desde la Tierra, estos últimos días presenta una alta actividad, a diferencia de la superficie que nos es visible. ¿Y como se detecta dicha actividad?

Ayer día 26 de Noviembre, los observatorios STEREO de la NASA y el SOHO, observaron dos emisiones de masa coronal (Comúnmente conocidos como CMEs). En el caso del STEREO, se compone de dos observatorios espaciales, separados angularmente la misma distancia de la Tierra, que permite "mapear" la superficie solar en tres dimensiones, además de observar regiones no visibles desde la Tierra. Ambos satélites se van separando angularmente de forma continuada, y en 2011 estarán una en frente de la otra, permitiendo por primera vez tener una imagen de la superficie solar completa. Por su parte el SOHO es el Solar and Heliospheric Observatory, un observatorio espacial dedicado al estudio del Sol en diferentes longitudes de onda.

Las regiones activas que han producido estos CMEs serán visibles desde la Tierra en 7 y 14 días. Mas información en las páginas de STEREO, SOHO y SpaceWeather.

miércoles, 24 de noviembre de 2010

Exoplanetas de tipo Júpiteres Calientes

Cada día son más los exoplanetas descubiertos y por tanto aparecen en los noticiarios frecuentemente sus descubrimientos. Es habitual que se de a conocer el descubrimiento algún nuevo exoplaneta, de los llamados Júpiteres Calientes, pero, ¿Que es un exoplaneta de tipo Júpiter Caliente?

Actualmente existen diferentes técnicas para la detección de dichos cuerpos alrededor de otras estrellas: medición de la velocidad radial (alejamiento o acercamiento de la estrella a nosotros) o del movimiento propio (movimiento con respecto al fondo) de la estrella, por tránsitos (el planeta pasa entre la estrella y nosotros, causando una bajada del brillo observado en la estrella) o mediante observación directa. Todas estas técnicas tienen unas limitaciones en cuanto a los cuerpos que pueden detectar, y que a medida que la tecnología mejora (en particular con el uso de telescopios espaciales y óptica adaptativa) dicho límite se reduce.

Por un lado, la detección se basa en la perturbación causada por el exoplaneta sobre la estrella. El centro de masas del sistema estrella-exoplaneta no se encuentra en el centro de la estrella, si no ligeramente desplazado, por lo que la estrella orbita alrededor de dicho centro de masas. Cuanto mayor sea la masa del exoplaneta, mayor será el desplazamiento del centro de masas y por tanto, mayor la oscilación de la estrella. Por ello, es más fácil la detección de exoplanetas de gran masa.

Por otro lado, para confirmar la existencia de un exoplaneta es necesario observar regularmente las perturbaciones ocasionadas por éste sobre la estrella. Cuanto menor sea el periodo orbital del planeta, mas ciclos completos de oscilaciones en el movimiento de la estrella podremos detectar. Por ello lo más habitual es detectar exoplanetas con bajos periodos orbitales.

Además, el hecho de tener periodos orbitales bajos, implica mayor proximidad a la estrella, y por tanto mayores temperaturas.

Aunque actualmente gracias a la mejora de las técnicas de observación, cada vez se detectan exoplanetas de masas más bajas (incluso de 4 veces la masa de la tierra) y periodos orbitales mayores, sigue siendo lo más habitual detectar exoplanetas con gran masa y periodos orbitales cortos. La mayor parte de los exoplanetas detectados son planetas con masas como la de Júpiter o superiores, y periodos orbitales muy bajos (en algunos casos de tan solo 60 horas), muy cercanos a la estrella (órbitas inferiores a la que mantiene Mercurio con el Sol) y por lo tanto altas temperaturas (1000K), de aquí la denominación de Júpiteres calientes.

Estos exoplanetas rompen nuestras teorías sobre la formación de los sistemas planetarios, dado que en nuestro Sistema Solar no se dan estos casos. Sin embargo una nueva sorpresa ocurrió cuando en 2004 se descubrieron cuerpos que dieron lugar a una nueva clase de exoplanetas, los Júpiteres muy calientes. La diferencia es que su periodo orbital es inferior a los 2 días y su temperatura de 2000K.

(Este post participa en el Carnival of Space #179)

lunes, 22 de noviembre de 2010

Introducción a la Cosmología (4): Física usada en Cosmología

Esta entrada no pretende ser un curso introductorio a la física, si no únicamente mostrar de modo resumido aspectos importantes de la física moderna de importancia en la cosmología. Hay varios conceptos básicos de la física usados en Cosmología.

Las cuatro fuerzas en el Universo

- Fuerza nuclear fuerte: Es la responsable de que los núcleos atómicos permanezcan unidos y tiene poco alcance. Mas información en la entrada publicada sobre la fuerza nuclear fuerte en Octubre.
- Fuerza nuclear débil: Para partículas no afectadas por la fuerza nuclear fuerte, pero que pueden interactuar con otras. Es mucho más débil que la fuerza nuclear fuerte, de muy corto alcance y responsable de la radiactividad.
- Fuerza electromagnética: Sucede entre partículas cargadas eléctricamente, y aunque tiene un alcance infinito, es 100 veces más débil que la fuerza nuclear fuerte.
- Fuerza gravitatoria: La fuerza más débil de todas, pero con alcance infinito y que gobierna el desarrollo de nuestro Universo actualmente, por lo que es la fuerza mas importante desde el punto de vista cosmológico. La energía potencia gravitatoría se define como U=-GMm/r, donde G es la constante gravitacional (6,673x10^(-11) Nm^2Kg^(-2)). U=0 cuando dos partículas están separadas una distancia infinita. El signo negativo denota que la fuerza es atractiva. La primera teoría desarrollada para explicarla fue desarrollada por Newton en el siglo XVII. Einstein desarrollo la relatividad general a principios del siglo XX dando forma al comportamiento del campo gravitatorio.

Relatividad especial

Describe como masa y energía son equivalentes, mediante la ecuación E=mc^2.

Física de la materia

El átomo es la subdivisión más pequeña de la materia que retiene propiedades químicas. Mas información en la entrada publicada sobre la fuerza nuclear fuerte en Octubre.

La naturaleza la luz

La luz es una onda electromagnética consistente en cuantos llamados fotones. La energía de una fotón viene dada por E=hv donde v es su frecuencia y h la constante de Planck (6,63x10^(-34) Js). Cuando la longitud de onda aumenta observamos un desplazamiento al rojo de la luz, mientras que será al azul cuando la longitud de onda disminuye.

sábado, 20 de noviembre de 2010

Meteoros Gemínidas

Después del las Leónidas, se aproxima en Diciembre una nueva cita con un destacado radiante invernal, las Gemínidas. No tan conocido como las Perseidas, debido a la fecha en que alcanza el máximo, destaca por meteoros lentos y una actividad muy alta. Este año alcanzará el máximo de actividad entre el 13 de Diciembre a las 19:40 y el 14 a las 17:00. El máximo coincide después del cuarto creciente Luna y el radiante alcanza el punto más alto a las 3:00.

Los datos del radiante son:
   Actividad: Del 7 al 17 de Diciembre
   Máximo: 14 de Diciembre a las 12:00 (λ = 262)
   THZ: 120 meteoros/hora
   Radiante: α = 112°, δ = +33°
   V∞ = 35 km/s
   r = 2.6
   TFC: α = 087°, δ = +20° y α = 135°, δ = +49° antes de las 0:00, y α = 087°, δ = +20° y α = 129°, δ = +20° después de las 0:00

Fallecimiento de Brian Marsden y Allan Sandage

Dos tristes noticias para el mundo de la astronomía.

El Dr. Brian Marsden, director del MPC (Minor Planet Center) y astrónomo del Smithsonian Astrophysical Observatory, falleció el día 18 de Noviembre a la edad de 73 años. El Dr. Brian Marsden era un destacado astrónomo especializado en astrometría, asteroides y cometas. Entre sus logros destacados se encuentra el pronóstico del retorno del cometa Swift-Tuttle, progenitor de los meteoros Perseidas. También fue un activo defensor de no considerar a Plutón como un planeta. DEP.
El Dr. Allan Sandage, destacado cosmólogo, falleció el día 13 de Noviembre a la edad de 84 años. El Dr. Allan Sandage trabajo en Edwin Hubble en los observatorios de Mt. Wilson y Monte Palomar, y al fallecimiento de éste, fue el nuevo responsable del programa de cosmología de ambos observatorios. Su logro más destacado fue la recalibración de la constante de Hubble. DEP.

Fuentes:
   http://www.universetoday.com/79392/astronomer-brian-marsden-has-died/
   http://www.universetoday.com/79015/cosmologist-allan-sandage-dies/

lunes, 15 de noviembre de 2010

Introducción a la Cosmología (3): Mapeando el Universo

El Universo se puede mapear o bien mediante una escala temporal o bien por su distribución espacial.

Escala temporal

El desplazamiento al rojo puede ser usado como unidad de tiempo y es la unidad de medida cosmológica de tiempo y distancia. En la medida que la luz emitida por un objeto necesita tiempo para viajar, nosotros al observarla estamos mirando al pasado. A mayores desplazamientos al rojo, estamos viendo un Universo más joven y pequeño.

Distribución espacial

Tenemos varias escalas:
   - Sistema Solar: con un tamaño de 1,2x10^13 m, esta a 8,2 Kpc (*) del centro de la Vía Láctea y completa una vuelta a su alrededor cada 200.000.000 años.
   - Vía Láctea: Con un diámetro de 30 Kpc y 100.000.000.000 estrellas
   - Grupo local de galaxias: Con un diámetro de 1 Mpc
   - Estructuras de gran escala.

Las Galaxias

Nuestra galaxia es una galaxia espiral en cuyos brazos hay abundancia de estrellas brillantes y jóvenes, y nubes de gas. Rodeando la galaxia hay un halo de cúmulos globulares que contienen las estrellas más viejas. Nuestra galaxia pertenece al denominado Grupo Local, formado por más de 40 galaxias y entre las cuales destacan principalmente la nuestra y la Galaxia de Andrómeda (M31). Las galaxias espirales son gigantes.
También existen galaxias irregulares, que no presentan una estructura regular. Son de menor tamaño que las espirales
Un tercer grupo son las galaxias elípticas, clasificadas en función de su forma elíptica. El índice se calcula con n=10(1-b/a), donde a es el semieje mayor y b el menor. Estas galaxias cubren un amplio rango de tamaños y, a diferencia de las irregulares y espirales, no presentan gas interestelar.
En la figura incluida en la entrada se puede ver la clasificación de las galaxias realizada por Hubble.

A gran escala podemos encontrar:
   - Un cúmulo de galaxias es un sistema de galaxias unido gravitacionalmente, y que contiene de cientos a miles de galaxias. Dominan las galaxias espirales y su tamaño espacial va de 1 Mpc (p.e. nuestro Grupo Local) a 8 Mpc (p.e. el cúmulo de Virgo).
   - Los super-cúmulos de galaxias son estructuras aún mayores que agrupan los cúmulos de galaxias.
   - Vacíos con diámetros típicos de 90 Mpc y una densidad de solamente 20%.
   - Filamentos que rodean los vacíos, con extensión de 30 a 50 Mpc y delgados compuestos de galaxias. Un ejemplo muy claro es la denominada "Gran Muralla", de 90x260 Mpc cuadrados. Ver segunda imagen de la entrada.

Nota: (*) 1 Mpc=1000 Kpc. 1 Kpc=3,26 años luz.

domingo, 14 de noviembre de 2010

Uno de cada cuatro ‘soles’ podría tener planetas del tamaño de la Tierra

[Noticia cedida por Verónica Casanova del blog: astrofisicayfisica.blogspot.com]

Los sistemas solares como el nuestro pueden ser comunes en el Universo. Según un estudio realizado por investigadores de la Universidad de California en Berkeley (EE UU) casi el 25% de las estrellas de tipo solar podrían tener planetas de un tamaño similar a la Tierra. El trabajo se publica esta semana en la revista Science.
Aproximadamente un 23 por ciento de estrellas tipo Sol podrían tener un planeta del tamaño de la Tierra orbitando cerca de ellos, según señala una investigación liderada por los astrónomos Andrew Howard y Geoffrey Marcym de la Universidad de California en Berkeley (EE UU) y que hoy publica Science.
El equipo seleccionó 166 estrellas de tipo espectral G (‘amarillas’, como el Sol) y K (‘anaranjadas-rojas’ y ligeramente más pequeñas) situadas en un radio de 80 años luz de nuestro planeta. Las observaron con el potente telescopio Keck (Hawai, EE UU) durante cinco años para determinar el número, la masa y la distancia orbital de los planetas que orbitan en torno a estas estrellas.
Los investigadores fueron encontrando planetas cada vez más pequeños, hasta llegar a los de menor tamaño que se pueden detectar en la actualidad –las denominadas súper-Tierras–, con una masa tres veces superior a la de la Tierra.
“De cada 100 estrellas típicas de tipo solar, una o dos tienen planetas del tamaño de Júpiter, unas seis tienen planetas del tamaño de Neptuno y unas 12 tienen súper-Tierras con una masa comprendida entre 3 y 10 masas terrestres”, explica Howard. “Si extrapolamos estos resultados a planetas del tamaño de la Tierra (entre 0,5 y 2 masas terrestres) nuestra predicción apunta a que se encontrarán unos 23 planetas en cada 100 estrellas”.
“Se trata de la primera estimación de la fracción de estrellas que tienen planetas de tamaño terrestre basada en medidas reales”, añade el profesor Marcy. Estudios anteriores habían estimado la proporción de exoplanetas del tamaño de Júpiter y Saturno, pero nunca se había llegado hasta planetas del tamaño de Neptuno o súper-Tierras que permitieran extrapolar los resultados a planetas del tamaño terrestre.

Leyes en los ciclos solares

Ya estamos inmersos en el nuevo ciclo solar 24. Ayer era fácil observar con el ETX70 dos grupos de manchas en el hemisferio norte del Sol. En la imagen aparecen los grupos (Fuente: http://www.spaceweather.com/)

Hay tres leyes con respecto al comportamiento de las manchas en los ciclos:
   - La ley de la polaridad de Hale: Las manchas solares que, según la rotación solar, van delante con respecto a las que las siguen, dentro de un mismo grupo, tienen diferentes polaridades magnéticas y al comenzar un nuevo ciclo, cambian la polaridad en cada hemisferio.
   - Ley de Spörer: Las nuevas manchas solares tienen tendencia a aparecer más cerca del ecuador solar a medida que el ciclo solar progresa.
   - Ley de Joy: La línea que une el centro de una pareja de manchas solares tiene la tendencia a inclinarse, incrementándose esta inclinación con la latitud.

Introducción a la Cosmología (2): Las eras del Universo

Podemos distingir tres eras en la existencia del Universo:
      0. Era inflacionaria. Dado que hay regiones en el Universo que por la teoría del Big Bang no pudieron estar en contacto, pero que sin embargo tienen la misma temperatura (Basado en observaciones del CBR (Radiación de fondo cósmico)) el modelo inflacionario propone que el Universo se creo por una rápida y acelerada expansión. En ella se supone que se dió la gran unificación de las fuerzas de la naturaleza (GUT). Duro desde el momento 10^(-40) seg (*) hasta 10^(-32) seg, y de z=10^38 a z=10^33 (**).
      1. Antes del CBR  fue la era dominada por la radiación. Esta era se divide en época de los Quarks o época electrodébil (duro hasta los 10^(-10) seg y z=10^18), época de los Leptones (durante la cual se formaron los protones y neutrones, que duro hasta los 100 seg y z=10^10) y época de los fotones (en la cual se dió la nucleosíntesis del Helio, que duro hasta los10^13 seg. Esta última época también formo parte de la era dominada por la materia.
      2. La era dominada por la materia comenzó cuando el Universo tenía unos 300.000 años de edad. En esta era se formaron las galaxias cuando el Universo tenía 10^16 seg y z=12, y es en la que actualmente nos encontramos.

Nuevas teorías sugieren una nueva cuarta era para el futuro, la era dominada por el vacío. En esta era la repulsión gravitatoria del vacío superará la de atracción gravitatoria de la materia.

Notas: (*) 10^10 equivale a un 10 elevado a la décima potencia o 10000000000, 10^(-3) equivaldría a 0,001. (**) z es una variable usada para "medir las distancias en el Universo". En próximas entradas se concretará su uso y verdadero significado. De momento sirva indicar que mayores valores indican mayores distancias.

Introducción a la Cosmología (1): Preguntas sin respuesta

La cosmología es el estudio de la historia, estructura y dinámica del Universo, procediendo del griego kosmos+logos.

Hay tres importantes preguntas que los cosmólogos desean resolver:

1.- ¿Cuando comenzó el Universo y como terminará?
   En el último siglo se ha descubierto que el Universo se expande, pero aún está pendiente saber a que ritmo, cuanto durará la expansión y si alguna vez se detentrá, o incluso invertirá. Está expansión implica la suposición de la existencia de un punto inicial, extremadamente denso y caliente, dando origen al modelo del Big Bang caliente.

2.- ¿Que es la materia oscura y que papel juega en el Universo?
   Hay evidencias observacionales de que la materia oscura podría ser el 80% de la masa total de Universo. El candidato más obvio es la materia ordinaria que no emite luz pero también puede ser partículas exóticas como WIMPs, axiones, neutrinos...

3.- ¿Como ser formaron las grandes estructuras de materia y como evolucionan?
   El mapeo de galaxias revela una distribución de finas estructuras filamentosas de galaxias separadas por vacios casi esféricos.

viernes, 12 de noviembre de 2010

En breve... Leónidas

Este radiante de meteoros, uno de los destacados del año por su actividad, y especialmente famoso por sus tormetas, será visible del 10 al 23 de Noviembre, alcanzando su máximo el día 17. El ultimo paso por el perihelio del 55P/Tempel-Tuttle (el cometa progenitor de las Leonidas) fue en 1998, aunque la actividad del radiante es variable de año en año. Hay pronostico de que la THZ ronde los 20 meteoros por hora, alcanzando el máximo el día 17 de Noviembre a las 16 horas, de día en Europa.

Los datos del radiante son:
- Punto radiante: α = 152g, δ = +22°
- V∞ = 71 km/s
- r = 2.5
- TFC:
       α = 140°, δ = +35° and α = 129°, δ = +06°(β > 35° N) 
       α = 156°, δ = −03° and α = 129°, δ = +06°(β < 35° N)

miércoles, 10 de noviembre de 2010

Ocultación de una estrella de la magnitud 16 por Eris

Pablo Santos Sanz, junto con José Luis Ortiz, Nicolas Morales, Audrey Thirouin y Rene Duffard, registro la ocultación de una estrella de la magnitud 16 por el planeta enano Eris, con el telescopio de 40cm situado en Atacama (Chile). Gracias a esta observación se ha estimado el tamaño de Eris en 2350 km, algo menor de lo esperado. ¡Enhorabuena Doctor!
A continuación se muestra un video.

Los jets del Hartley 2

[Noticia cedida por Verónica Casanova, de su blog http://astrofisicayfisica.blogspot.com/]
Jessica Sunshine ha mostrado una visión mejorada de la parte del cometa que no está directamente iluminada por el Sol, es decir, la zona nocturna y el terminador. Esta fotografía, tomada el 4 de noviembre sorprende a la comunidad científica porque la cantidad de jets que muestra este cometa es inusual en estos cuerpos. Podemos ver a la luz del Sol, el polvo que han levantado estos chorros por encima de la sombra nocturna.
La misión EPOXI nos va a dar muchas sorpresas.
[Noticia cedida por Verónica Casanova, de su blog http://astrofisicayfisica.blogspot.com/]

miércoles, 3 de noviembre de 2010

Impacto de las observaciones infrarrojas en la cosmología moderna

Introducción

Las longitudes de onda infrarrojas están entre la luz visible y las microondas. El infrarrojo cercano tiene una longitud de onda menor y está más próximo a la luz visible. El infrarrojo lejano tiene una mayor longitud de onda y está más próximo a las microondas. En contraste con la luz visible, al tener el infrarrojo una mayor longitud de onda, puede atravesar las nubes de polvo y gas interestelar, y podemos ver objetos ocultos por estas nubes. Por ejemplo podemos ver el centro de nuestra galaxia. También, como el infrarrojo es producido por la energía térmica, es posible observar objetos débiles y fríos: algunos objetos son muy débiles de observar en luz visible por su baja temperatura. Ejemplos de estos objetos son las estrellas frías, las galaxias con emisión en infrarrojo, las nubes de polvo alrededor de estrellas, las nebulosas, las enanas marrones, los planetas y los cometas. Obviamente también podemos observar objetos en el infrarrojo que son visibles en la luz visible, de modo que nos permite incrementar nuestro conocimiento sobre ellos.

Hay tres regiones en el infrarrojo:
- Próximo: Es posible usar telescopios terrestres. Las longitudes de onda va de 0,7 a 5 micrómetros, y la temperatura del objeto de 740 a 5200K. Podemos observar en esta región estrellas rojas frías y gigantes rojas. El polvo es transparente a estas longitudes de onda.
- Medio: De 5 a 40 micrómetros con temperatura de 93 a 740K. Se pueden observar planetas, cometas, polvo calentado por la luz estelar y los discos protoplanetarios.
- Lejano: De 25 a 350 micrómetros y temperatura de 10 a 140K. Podemos observar emisiones de polvo frío, regiones centrales de las galaxias y nubes moleculares frías.
Tanto para observar la región del infrarrojo medio como lejano es necesario usar telescopios espaciales.

Breve introducción a la medida de distancias en el Universo: uso de "Standard Candles"

(Basado en el "Jubilee debate 1996 by ASP")
Introducción
El estudio de las distancias en el universo require del uso de objetos denominados standard candles (en castellano Velas estandares, aunque se usará a continuación el término en inglés), cuyas propiedades muestran homegeneidad a lo largo de todo el universo.  Esto nos permite, conociendo las propiedades de algunos de ellos, extrapolarlo. Nos centraremos en el estudio de las distancias entre galaxias, principalmente en el estudio de las supernovas tipo Ia como standard candles.

¿Está H0 bien definida?
Hay varios caminos a la hora de calcular el valor de H0, como puede ser el estudio de estrellas, supernovas, galaxias, cúmulos de galaxias, pero hay dos cosas que se hacen evidentes:
a. El intento de calcular H0 ha ayudado a descubrimientos paralelos
b. No hay un criterio homogéneo a la hora de determinar si H0 está bien definida. En los estudios de cómo asociar galaxias a un cúmulo de galaxias determinado, no hay un criterio homogéneo a la hora de definirlo. Por otro lado, tampoco hay un análisis entre grupos de los datos calculados por los otros.
Todo esto puede causar que la forma de determinar H0 no esté bien definida.

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