¿Qué son los rayos cósmicos? Conceptos básicos

Los rayos cósmicos son partículas altamente energéticas que son aceleradas a velocidades cercanas a la de la luz y que llegan a nuestro planeta tras propagarse por el espacio.

Los rayos cósmicos proceden de fenómenos astrofísicos violentos tales como fulguraciones solares o explosiones de supernovas. Pueden ser acelerados a velocidades relativistas bien por la fuente emisora o por el entorno en el que se mueven. 

Los científicos han observado un amplio espectro de rayos cósmicos. Podemos dividirlos en diferentes grupos:

-Electrones y positrones
-Núcleos de hidrógeno
-Núcleos de helio
-Litio, Berilio, Boro
-Carbono, Nitrógeno, Oxígeno, Flúor
-Pesados: del Neón al Potasio
-Muy pesados: del Calcio al Zinc
-Ultrapesados: Z>30
-Antimateria
-Neutrinos

En su camino por el espacio, los rayos cósmicos pueden ver alterada su energía y su composición, por ejemplo, cuando sufren colisiones y crean nuevas partículas. Las desviaciones que sufren en su rumbo mediante deflexiones magnéticas o la modulación solar hace imposible conocer el origen de las partículas, por lo que su estudio no se basa, a diferencia de otras ramas de la astrofísica, en observar un objeto concreto del cielo.

Al llegar a la Tierra los rayos cósmicos menos energéticos son absorbidos por las capas altas de la atmósfera mientras que los más energéticos penetran en nuestra atmósfera interaccionando con sus átomos, produciendo lo que se denominan "cascadas". En este fenómeno se excitan los átomos y se generan nuevas partículas. Éstas, a su vez, colisionan contra otras y provocan una serie de reacciones nucleares, que originan nuevas partículas que repiten el proceso en cascada. Así puede formarse una cascada de más de 1011 nuevas partículas. Los corpúsculos integrantes de las cascadas se pueden medir con distintos tipos de detectores de partículas, generalmente basados en la ionización de la materia o en el efecto Cherenkov. La radiación de Cherenkov es una radiación de tipo electromagnético producida por el paso de partículas en un medio a velocidades superiores a las de la luz en dicho medio.

TNOs (y 31): Otros objetos


Con este post finaliza la serie mensual dedicada a esta interesante clase de objetos de nuestro Sistema Solar. Durante las anteriores entregas, se ha intentado mostrar aquellos objetos más destacados e importantes. No obstante, la cantidad de TNOs es muy grande, y aumentando constantemente, por lo que seguramente, muchos y muy importantes habrán quedado fuera de la selección. A continuación se muestra una lista de otros TNOs existentes:

1993FW: objeto del cinturón de Kuiper situado a 43,668 UA y con una excentricidad orbital de 0,048
1993RP: objeto del cinturón de Kuiper situado a 39,329 UA y con una excentricidad orbital de 0,114
1993SB: objeto del cinturón de Kuiper situado a 39,495 UA y con una excentricidad orbital de 0,322
1993SC: objeto del cinturón de Kuiper situado a 39,723 UA y con una excentricidad orbital de 0,189
1994GV9: objeto del cinturón de Kuiper situado a 43,632 UA y con una excentricidad orbital de 0,059
1994JQ1: objeto del cinturón de Kuiper situado a 44,099 UA y con una excentricidad orbital de 0,052
1994JR1: objeto del cinturón de Kuiper situado a 39,527 UA y con una excentricidad orbital de 0,12
1994JS: objeto del cinturón de Kuiper situado a 42,412 UA y con una excentricidad orbital de 0,221
1994TB: objeto del cinturón de Kuiper situado a 39,677 UA y con una excentricidad orbital de 0,32
1994VK8: objeto del cinturón de Kuiper situado a 42,773 UA y con una excentricidad orbital de 0,031
1995DA2: objeto del cinturón de Kuiper situado a 36,257 UA y con una excentricidad orbital de 0,072
1995GJ: objeto del cinturón de Kuiper situado a 42,907 UA y con una excentricidad orbital de 0,091
1995QY9: objeto del cinturón de Kuiper situado a 39,931 UA y con una excentricidad orbital de 0,268
1995QZ9: objeto del cinturón de Kuiper situado a 39,598 UA y con una excentricidad orbital de 0,149
1995SM55: objeto del cinturón de Kuiper situado a 41,9 UA y con una excentricidad orbital de 0,105
1996GQ21: objeto del disco disperso situado a 93,019 UA y con una excentricidad orbital de 0,588
1996SZ4: objeto del cinturón de Kuiper situado a 39,744 UA y con una excentricidad orbital de 0,261
1996TO66: objeto del cinturón de Kuiper situado a 43,479 UA y con una excentricidad orbital de 0,117
1996TP66: objeto del cinturón de Kuiper situado a 39,515 UA y con una excentricidad orbital de 0,333
1996TQ66: objeto del cinturón de Kuiper situado a 39,517 UA y con una excentricidad orbital de 0,125
1996TR66: objeto del cinturón de Kuiper situado a 48,202 UA y con una excentricidad orbital de 0,402
1997CR29: objeto del cinturón de Kuiper situado a 46,811 UA y con una excentricidad orbital de 0,211
1997CU29: objeto del cinturón de Kuiper situado a 43,297 UA y con una excentricidad orbital de 0,039

TNOs (30): 2004 XR190

2004 XR190 fue descubierto por un equipo liderado por Lynne Jonnes en Diciembre de 2004. Se trata de una cuerpo de 500 kilómetros de diámetro (una cuarta parte del de Plutón) y que completa su órbita en 435 años. Pocos datos físicos de este cuerpo se conocen. Se estima un albedo de 0,25.

Se trata de un TNO, que por sus características orbitales, está situado en el disco disperso, aunque se considera como un cuerpo desligado. Su órbita tiene una de las órbitas más inclinadas, con 47 grados. Además, tiene una órbita poco excéntrica (poco frecuente en los objetos del disco disperso debido a que se piensa que su posición actual procede de haber sido desplazados por la acción gravitatoria de Neptuno, y por lo tanto tienen órbita elongadas). Su afelio se sitúa a 63 UA y el perihelio a 51 UA, con una excentricidad de 0,11. Estas características poco comunes en los cuerpos del disco disperso causa nuevas preguntas sobre el origen de los cuerpos situados en esta región.

TNOs (29): 2003 AZ84


2003 AZ84 (con número de cuerpo menor 208996) fue descubierto en Enero de 2003 por el equipo liderado por Mike Brown.

Inicialmente se calculó un diámetro de entre 686 y 727 kilómetros, aunque posteriormente y gracias a la observación en 2010 de una ocultación de una estrella por 2003 AZ84, se estimó un nuevo tamaño de 573 kilómetros como mínimo (este típo de observaciones ofrecen un valor mínimo). Análisis de la curva fotométrica de este cuerpo muestran que probablemente sea de forma esférica, con un periodo de rotación sobre su eje de 6,75 horas y con una superficie homogénea, sin variaciones en el albedo (de 0,09). Observaciones espectroscópicas muestran trazas de agua helada, metano en forma de hielo y amonio. Su superficie podría encontrarse a -230 grados centígrados.

2003 AZ84 posee un satélite, de unos 68 kilómetros de diámetro, descubierto en 2007 con el telescopio Espacial Hubble, aunque no se ha logrado volver a observarlo.

Tarda en completar su órbita 247 años y se encuentra en resonancia 2:3 con Neptuno, por lo que se trata de un plutino. Actualmente está situado a 45 UA, si bien alcanzó su afelio en 1982. Durante el afelio se aleja 46,5 UA mientras que en el perihelio llega a 39,4 UA del Sol. Su órbita tiene una excentricidad de 0,18 y una inclinación de 13,6 grados.

Para su observación se necesitan grandes equipos, ya que en estos momentos tiene una magnitud aparente superior a la +20.

Opportunity: 9 años en Marte


El pasado día 25 de Enero, el rover Opportunity, cumplió 9 años en la superficie de Marte. Es rover de la NASA, amartizó el 25 de Enero de 2004, y si bien la duración inicial de la misión era de tres meses, a día de hoy, Opportunity continúa trabajando en Marte. Desde entonces, ha recorrido 35 kilómetros durante 3200 días marcianos, una nueva prueba de la gran capacidad de la excelente ingeniería desarrollada en la NASA (otro ejemplo muy destacado en la misión Voyager).

Para celebrar este aniversario, APOD publicó esta fotografía tomada por el rover entre Noviembre y Diciembre de 2012 de la región denominada Matijevic Hill.

TNOs (28): 2008 KV42

2008 KV42 (también llamado comúnmente Drac [*] (abreviatura de Drácula)) fue descubierto en Agosto de 2008 por un equipo liderado por Brett Gladman. Pocos datos de sus características físicas se conocen de este TNO (se estima un diámetro entre los 40 y 90 kilómetros), pero sin embargo sus características orbitales, son únicas.

Posee una inclinación muy alta, de 104 grados (por ejemplo, otro con mucha inclinación es el TNO 2002 XU93, aunque solo alcanza los 77 grados de inclinación), por lo que posiblemente en el pasado fue muy perturbada su órbita original. Pero no terminan aquí sus diferencias con el resto de TNOs. Además dicha órbita es retrógrada, la primera conocida de cuerpos de esta región. Estas diferencias con otros TNOs lo convierten en un cuerpo cuya investigación es importante, y ya existen propuesta de un posible vínculo entre 2008 KV42 y la nube de Oort.

Su orbita se sitúa en el perihelio a tan solo 20 UA del Sol (prácticamente a la misma distancia que Urano) mientras que en el afelio llega hasta casi las 71 UA, con una excentricidad de 0,55. Completa su órbita en 306 años.

[*] Nota: Este "apodo" procede de comparar la habilidad que tenía Drácula de caminar por las paredes (y por lo tanto en zonas de gran inclinación), con la inclinación orbital de 2008 KV42. Para más información puedes visitar el artículo "Strangest Kuiper Belt Object: The Top Five".

El satélite Kosmos-1484 caerá a la Tierra el próximo día 29 de Enero

Está previsto que el satélite soviético Kosmos-1484 se precipite hacia la Tierra, el próximo martes día 29 de Enero. Este satélite, lanzado el 26 de Julio de 1983, quedó fuera de servicio prácticamente nada más entrar en órbita debido a un fallo en el sistema de orientación. La misión del satélite consistía en el estudio de los recursos naturales de nuestro planeta y su órbita está situada entre los 200 y 350 kilómetros de altura (perigeo y apogeo respectivamente).

A pesar de sus dimensiones, 6 metros de largo, está previsto que no supere la reentrada en la atmósfera y se desintegre antes de llegar a la superficie, no suponiendo ningún peligro.

En el año 2011 la caída de otros dos satélites, el UARS y el ROSAT, fueron noticia. Se pueden consultar los artículos "El satélite UARS cae en el Pacífico" y "Tras el UARS, en Octubre será el ROSAT" para más información.

TNOs (27): 2002 MS4


2002 MS4 (cuyo número de cuerpo menor es 307261) fue descubierto en Junio de 2002 por el equipo liderado por Mike Brown. Según observaciones realizadas con el telescopio espacial Herschel, tiene un diámetro de 934 kilómetros y un albedo de 0,084, teniendo una temperatura superficie de -230 grados centígrados.

Este cubewano actualmente situado a 47 UA, llega a 36 UA durante el perihelio, y a 47,9 UA durante el afelio. La órbita tiene una excentricidad de 0,14, una inclinación de casi 18 grados y la completa en 271 años. Su observación solo está al alcance de telescopios profesionales o amateurs con grandes instrumentos y CCDs, ya que su magnitud aparente roza la +21.

Betelgeuse se prepara para una colisión

[Fuente de la Noticia: ESA]


En esta nueva imagen del observatorio espacial Herschel de la ESA, pueden verse múltiples arcos en torno a Betelgeuse, la estrella supergigante roja más cercana a la Tierra. La estrella y su escudo en forma de arco podrían chocar con un impresionante “muro” de polvo en 5.000 años.


Betelgeuse cabalga a lomos de la constelación de Orión, el Cazador. Puede verse fácilmente a simple vista en el cielo nocturno invernal del hemisferio norte, como una estrella rojiza por encima y a la izquierda del conocido cinturón de Orión, formado por tres estrellas.

Betelgeuse tiene casi 1.000 veces el diámetro de nuestro Sol y un brillo 100.000 veces superior, pero estas impresionantes cifras tienen un precio: es muy probable que el destino de esta estrella sea acabar con una espectacular explosión de supernova, después de haber crecido y haberse transformado en una supergigante roja y tras haber perdido una parte importante de sus capas superiores.

La nueva imagen de Herschel, obtenida en el rango del infrarrojo lejano, muestra cómo los vientos de la estrella chocan con el medio interestelar circundante, creando una onda de choque  a medida que la estrella se mueve por el espacio a una velocidad de unos 30 km/s.

La serie de arcos rotos y polvorientos en la dirección de movimiento de la estrella nos habla de una turbulenta historia de pérdida de masa.

Más cerca de la estrella, una capa interior de material muestra una pronunciada estructura asimétrica. Enormes glóbulos convectivos que se encuentran en las partes externas de la atmósfera de la estrella, pueden haber resultado en grumosas eyecciones de restos de polvo localizadas, producidas en diferentes etapas del pasado.

Más allá de la estrella, tras los arcos polvorientos, también puede verse una fascinante estructura lineal. Mientras que algunas teorías iniciales proponían que esta barra era resultado del material eyectado durante una etapa anterior de la evolución de la estrella, el análisis de esta nueva imagen sugiere que, o bien se trata de un filamento lineal ligado al campo magnético de la galaxia, o bien es el borde de una nube interestelar cercana iluminada por Betelgeuse.

TNOs (26): Teharonhiawako


Teharonhiawako (también conocido como 2001 QT297 y cuyo número de cuerpo menor es 88611) fue descubierto en Agosto de 2001 por el Deep Ecliptic Survey. Podría tener un diámetro de 176 kilómetros y tiene un compañero orbital de un tamaño nada despreciable, más de 100 kilómetros. Junto con su compañero, llamado Sawiskera, orbitan alrededor del baricentro orbital en 828 días a una distancia de 27670 kilómetros. Los estudios del comportamiento dinámico del sistema, apuntan a densidades entre 0,5 y 2 gramos por centímetro cúbico, lo que no permite levantar un modelo de su estructura y/o composición fiable.

Por sus características orbitales es un cubewano situado en el cinturón de Kuiper, cuyo afelio está a más de 45 UA y su perihelio a 43 UA. Su excentricidad orbital es de 0,028, completa su órbita en 294 años y está inclinada 2,6 grados.

Baila con la NASA: "NASA Johnson Style (Gangnam Style Parody)"

Aquí tenéis un vídeo realizado por la NASA, titulado NASA Johnson Style, haciendo parodia de la popular canción "Gangnam Style Parody". 

¡Impresionante! ¡Tod@s a bailar!

TNOs (25): 2000 OO67


2000 OO67 (cuyo número de cuerpo menor es 87269) fue descubierto en Julio de 2000 por el Deep Ecliptic Survey. Lo más destacado de este TNO es que la órbita muy excéntrica (0,96) que posee. Durante el perihelio se aproxima a tan solo 20,7 UA (interior no solo a la órbita de Neptuno, también de Urano), aunque durante el afelio se aleja a más de 1060 UA (incluso mayor que en el caso de Sedna). Esta característica hace que sea también clasificado con Centauro.

Pocos datos se conocen de este pequeño cuerpo. Su órbita tiene una inclinación de 20 grados y un diámetro entre los 30 y 90 kilómetros.

TNOs (24): 1998 WW31



1998 WW31 fue descubierto en Noviembre de 1998 por el Deep Ecliptic Survey. La importancia de este TNO radica en que está considerado (como con Logos y Zoe) un sistema doble. El otro objeto que le acompaña, cuya denominación provisional es S/2000 (1998 WW31) 1, tiene un 80% de su tamaño y un 60% de su masa. Orbitan alrededor del baricentro en una órbita que oscila entre los 4.000 y los 40.000 kilómetros, y que completan cada 570 días.

1998 WW31 podría tener un diámetro de 133 kilómetros, y del estudio de la dinámica de ambos cuerpos, se estima una densidad media de 1 a 2 gramos por centímetro cúbico (probablemente sobre 1,5).

Está situado en el cinturón de Kuiper y su órbita varía entre las 40,5 UA en el perihelio y las 48,4 en el afelio, completándola en 296 años. La excentricidad orbital es de 0,09 con una inclinación de 6,8 grados.

Recreación en 3D de la nova Persei 1901

[Artículo cedido por Astrofísica y Física]


En 1901 la estrella GK Persei emitió una potente explosión, un espectáculo que no ha dejado de crecer y sorprender desde entonces. Ahora un equipo de astrónomos de España y Estonia ha reconstruido en 3D el viaje del gas emitido que, contra todo pronóstico, apenas ha frenado su velocidad de hasta 1.000 km/s a lo largo de todo este tiempo.

Gracias a las imágenes captadas desde el telescopio Isaac Newton en La Palma, un equipo europeo de astrónomos ha construido un mapa tridimensional del remanente de una nova, es decir, de los restos que quedaron tras la explosión en una estrella. Los resultados se acaban de presentar en la revista Astrophysical Journal.

La protagonista de la historia es la estrella GK Persei, situada a ‘tan solo’ 1.300 años luz de la Tierra. También se la conoce como Nova Persei 1901 porque en su superficie ocurrió la fuerte erupción termonuclear el 21 de febrero de 1901. Aquel día los astrónomos observaron cómo su resplandor aumentó de repente, hasta el punto de convertirla en una de las más brillantes del firmamento.

TNOs (23): 1993 RO


1993 RO fue descubierto en Septiembre de 1993 por David Jewitt y J.X. Luu. Si bien, a pesar de haber sido descubierto hace casí 20 años, se conocen pocas características de este cuerpo, su importancia radica en que fue el primer plutino descubierto (después de Plutón).

Se estima un diámetro de 90 kilómetros, una densidad cercana a los 2 gramos por centímetro cúbico y un albedo de 0,10 (lo que podría indicar una temperatura de -230 grados centígrados). Su órbita tiene una inclinación de casi 4 grados, una excentricidad de 0,20, y su afelio está a 46,6 UA del Sol, mientras que el perihelio a 31,5 UA. Necesita 89 años para completarla.

Los efectos de una explosión de rayos gamma pudo alcanzar la Tierra en la Edad Media

Crédito: NASA/Swift/Mary Pat Hrybyk-Keith y John Jones/Wikipedia

Según un reciente artículo de la 'Publicación Monthly Notices of the  Royal Astronomical Society', los efectos de una potente explosión de rayos gamma, podrían haber alcanzado nuestro planeta en la Edad Media, aunque sin consecuencias para la vida al ser absorbida por la atmósfera.

En concreto el estudio encontró en algunos cedros de Japón isótopos de carbono 14 en cantidades altas, así como berilio en algunas capas de hielo de la Antártida. El posible motivo, según el estudio, sería el impacto de rayos gamma en la parte alta de la atmósfera de nuestro planeta. En base a los anillos de los árboles y la profundidad de las capas de hielo, han datado el evento alrededor del año 775 d.C. En cuanto al origen de dicha radiación gamma, el estudio apunta a una gran explosión en la Vía Láctea (quizás la colisión de dos agujeros negros o dos estrellas de neutrones), situados a una distancia de entre 3.000 y 12.000 años luz de nuestro planeta.

TNOs (22): Deucalion


Deucalion (también conocido como 1999 HU11 y cuyo número de cuerpo menor es 53311) fue descubierto en Abril de 1999 por el Deep Ecliptic Survey. Durante su afelio está situado a 47 UA del Sol, mientras que en el perihelio a 41,5 UA. Su órbita, que necesita casi 296 años para completarla, tiene una excentricidad de 0,063 y una inclinación muy baja, tan sólo de 0,36 grados.

Pocos datos se conocen de otro TNO. Con posiblemente un diámetro de 211 kilómetros, se cree que podría tener (por las características de su familia -cubewano-) un albedo de 0,09 y por lo tanto una temperatura superficial de -230 grados centígrados.

Las huellas de Curiosity por HiRISE


Esta imagen de alta resolución fue tomada el pasado día 2 de Enero, por el instrumento HiRISE del MRO. Se trata del camino seguido por el rover Curiosity durante estos últimos meses. [Fuente de la imagen: NASA/JPL/University of Arizona]

TNOs (21): Caos


Caos (también conocido como 1998 WH24 y cuyo número de cuerpo menor es 19521) fue descubierto en Noviembre de 1998 por el Deep Ecliptic Survey. Se estima que su diámetro rondará los 600 kilómetros, un periodo de rotación de 3,98 días y que posee un albedo muy bajo, de 0,05. A pesar de sus dimensiones, muy pocos datos más se tienen del mismo.

Su órbita, inclinada 12 grados y con una excentricidad de 0,102, lo sitúan en el cinturón de Kuiper, y no está en resonancia con Neptuno. En el afelio se aleja a 50 UA del Sol, mientras que dicha distancia se reduce hasta 40,9 UA durante el perihelio.

TNOs (20): Rhadamanthus


Rhadamanthus (cuyo número de cuerpo menor es 38083, y también es conocido como 1999 HX11) fue descubierto en Abril de 1999 por el Deep Ecliptic Survey. Pocos datos se conocen de este cuerpo. Las estimaciones de su diámetro muestran gran incertidumbre, oscilando entre los 87 y los 276 kilómetros. Posiblemente su temperatura superficial ronde los -230 grados centígrados.

Tras diversos estudios, se cree que podría ser un plutino (en resonancia orbital 3:2 con Neptuno). Su órbita, que tiene una inclinación de 12,7 grados y una excentricidad de 0,15, tiene el perihelio a 33 UA y el afelio a 45 UA. Completa dicha órbita en unos 245 años.

TNOs (19): 1996 TL66

1996 TL66 (cuyo número de cuerpo menor es 15874) fue descubierto en Octubre de 1996 por el equipo de David Jewitt. Se estima que su diámetro es de 339 kilómetros y según el análisis de las curvas fotométricas, su forma sería esférica. su albedo es de 0,035 y su temperatura de -240 grados centígrados.

Por su órbita, se trata de un cuerpo del disco disperso y en 2001 paso por su perihelio, situado 35 UA. Sin embargo durante su afelio, se encontrará a más de 132 UA. Su órbita, de excentricidad 0,58 e inclinación de 24 grados, es completada en 769 años.

Se trata de un objeto que para su observación necesita medios instrumentales profesionales, dada su magnitud aparente de +21.

TNOs (18): 2000 CR105


2000 CR105 (cuyo número de cuerpo menor es 148209) fue descubierto en Febrero de 2000 por Marc Buie. Se cree que su diámetro estaría entre los 250 y 375 kilómetros, y su albedo rondaría el valor de 0,10, lo que indicaría una temperatura de -250 grados centígrados.

Posee una órbita extremadamente excéntrica (0,803), cuyo perihelio está a 44 UA, pero cuyo afelio lo lleva hasta 403 UA del Sol (un comportamiento orbital muy similar a Sedna, por lo que también se barajan diversas teorías para su comportamiento tal y como se comento para Sedna). Se considera un objeto desligado, de la región extendida del disco disperso y necesita 3345 años para completar su órbita. Su inclinación orbital es de 22,7 grados.

Se trata de un cuerpo extremadamente débil. Con una magnitud aparente casi +24, solo es accesible a observatorios profesionales.

Detectan un ‘Júpiter caliente’ que se escapa de las teorías de formación planetaria

[Fuente del artículo: divulgaUNED]

[Nota de Vega 0.0: Aquí os presento un artículo publicado en la UCC divulgaUNED. En él, se presenta el descubrimiento de un exoplaneta por un equipo, entre cuyos miembre hay investigadores de la UNED. Para mi es una gran alegría ya que se trata de mi Universidad. Desde aquí transmito mi felicitación al equipo de la UNED]

Recreación de un 'Júpiter caliente' similar a WTS-1b, pero con una órbita más rápida y cercana a su estrella, descubierto por el Hubble. Imagen: NASA, ESA, A. Schaller.


Un equipo internacional de científicos, entre los que se encuentran investigadores de la UNED, ha descubierto un exoplaneta fuera de lo común, al contar con un radio desproporcionado en relación con su masa, y que no sigue las teorías vigentes de formación de planetas. El cuerpo, bautizado como WTS-1b, se considera un ‘Júpiter caliente’, debido a su composición gaseosa y a su elevada temperatura.

Cada semana, telescopios de todo el mundo detectan nuevos exoplanetas -que orbitan alrededor de estrellas distintas al Sol- pero el último que ha hallado el United Kingdom Infrared Telescope (WTS-UKIRT) ubicado en Hawaii, se sale de lo habitual. “Es un planeta especial porque tiene un radio muy grande, dadas su masa y edad, y de acuerdo con las teorías actuales de formación planetaria”, explica Luis Sarro Baro, investigador del departamento de Inteligencia Artificial de la UNED y uno de los autores del hallazgo, que se describe en la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Estas teorías predicen que los radios de los planetas recién formados decrecen con el paso del tiempo a medida que éstos radian su energía interna. Sin embargo, teniendo en cuenta que el exoplaneta descubierto –bautizado como WTS-1b– y su estrella progenitora se formaron hace 600 millones de años, el cuerpo debería tener un tamaño un 20% superior al de Júpiter y no un 50%, como se observa.

Para localizar a WTS-1b, el equipo internacional de científicos, del que forma parte la UNED, el Centro de Astrobiología, el Instituto Astrofísico de Canarias, el Centro Astronómico Hispano Alemán, la Universidad de La Laguna, y numerosas instituciones europeas y latinoamericanas, ha empleado técnicas de fotometría infrarroja. Éstas revelan que el exoplaneta es un cuerpo gaseoso, conocido como ‘Júpiter caliente’, porque comparte las características del gigante de gas pero orbita alrededor de su estrella (WTS-1) a una distancia mucho menor que éste lo hace del Sol.

Vídeo de la actividad solar el 16 de Enero


En esto impresionante vídeo, podéis ver una erupción solar ocurrida el pasado día 16 de Enero. Estos días, el sol está especialmente activo, tal y como ya se mostró en el post "Días de mucho, ¿vísperas de nada?".

Podéis ver más vídeos en el artículo "Muestras de la actividad solar de estos días" de Astrofísica y Física.

TNOs (17): Logos y Zoe

Logos (también conocido como 1997 CQ29 y con número de cuerpo menor 58534) fue descubierto en Febrero de 1997 por C. Trujillo. Por su lado, el que se podría considerar satélite, Zoe (cuya designación provisional fue S/2001 (58534) 1), fue descubierto en Noviembre de 20012 por un equipo de astrónomos liderado por K. Noll, usando el telescopio espacial Hubble.

Logos destaca por su satélite, Zoe, de gran tamaño en comparación con Logos. Mientras que Logos tiene un diámetro estimado de 77 kilómetros, Zoe  podría tener 66 kilómetros. Esto hace que se tenga que considerar Logos como un sistema doble de TNOs, junto con Zoe. Logos y Zoe orbitan alrededor de su baricentro en una órbita ligeramente elíptica, cuyo semieje mayor es de 8217 kilómetros y que se completa en 310 días. Gracias al estudio de como se comporta el sistema, se estima que la densidad media es de 1 gramo por centímetro cúbico.

Por sus características orbitales están situados en la región del cinturón de Kuiper. El afelio es de 50,5 UA, mientras que el perihelio los acerca a 39,7 UA del Sol. La órbita de este sistema binario tiene una excentricidad de 0,12, una inclinación de 2,9 grados y es completada en 303 años.

TNOs (16): Salacia

Salacia (también conocido como 2004 SB60 y con número de cuerpo menor 120347) fue descubierto en Septiembre de 2004 por el equipo liderado por Mike Brown.

Recientes medidas apuntan a un diámetro de 900 kilómetros. Análisis espectroscópicos indican poca cantidad de agua helada en su superficie (quizás menos del 5%). Tiene un bajo albedo (0,035), una densidad media de 1,1 gramos por centímetro cúbico y completa una rotación alrededor de su eje en 6 horas. Salacia posee un satélite llamado Actaea, que fue descubierto en Julio de 2006 por Keith Noll con el telescopio espacial Hubble. Actaea, de 300 kilómetros de diámetro, completa una órbita de 5600 kilómetros alrededor de Salacia en 5,5 días.

Su órbita, cuya inclinación es de 24º y con una excentricidad 0,103, tiene el perihelio a 38 UA y el afelio a 46,5 UA, situando este TNO dentro del cinturón de Kuiper. Necesita 274 años para completar una órbita alrededor del Sol.

Te resultará interesante el siguiente artículo:
- "Salacia, un objeto transneptuniano tan grande como Ceres"

TNOs (15): Ixion


Ixion (cuyo número de cuerpo menor es 28978 o también conocido como 2001 KX76) fue descubierto en Mayo de 2001 por el programa Deep Ecliptic Survey.

Con un diámetro de 650 kilómetros, los análisis fotométricos sugieren que Ixion tiene una forma esférica, aunque probablemente con detalles superficiales que causan periodicamente variaciones de brillo. De momento, no se ha podido determinar el periódo de rotación. Muestra una tonalidad superficial rojiza en el visible y posee un albedo de 0,12. Tras análisis en el infrarrojo cercano se ha detectado líneas de absorción correspondiente a agua en forma de hielo, carbono y algunos otros componentes orgánicos. Su temperatura podría rondar los -230 grados centígrados.

Ixion se encuentra en resonancia orbital 2:3 con Neptuno, por lo que se trata de un plutino. Actualmente se encuentra a 41 UA del Sol, aunque está disminuyendo esta distancia al acercarse a su perihelio a 30 UA, que ocurrirá en 2070. Su afelio está a 49 UA y tarda en completar una órbita (con una excentricidad de 0,24 y una inclinación de 19,5 grados) alrededor del Sol 250 años.

TNOs (14): Sedna

Sedna (con el número 90377 de cuerpos menores y también conocido como 2003 VB12) fue descubierta por el equipo liderado por Mike Brown en Noviembre de 2003. Se trata sin duda alguna, de un objeto peculiar y extraño en nuestro Sistema Solar.

Su superficie muestra una acentuada tonalidad rojiza en el visible (la mayor del Sistema Solar). Análisis espectroscópicos apuntan que la superficie de Sedna tiene una composición similar a otros TNOs, principalmente agua (máximo un 70% de la superficie), metano (máximo un 60% de la superficie) y nitrógeno (quizás un 10% de la superficie) en forma de hielo. Pero las observaciones ofrecen otras conclusiones interesantes. Por ejemplo el análisis de su superficie, tanto en color como espectro, indica que es una superficie muy homogénea y probablemente con pocos impactos de otros cuerpos. El albedo de su superficie es de 0,32, lo que ofrece una estimación para el tamaño de unos 1.000 kilómetros, confirmado por posteriores observaciones con el telescopio espacial Herschel. Se estima una densidad media de 2 gramos por centímetro cúbico.

El análisis de la curva fotométrica de Sedna apuntó inicialmente a un periodo rotacional largo, de entre 20 y 50 días. Este periodo de rotación solo se podía explicar en base a la existencia de algún compañero no observado que lo frenase. Sin embargo, mediciones posteriores arrojaron un valor de 10 horas. También existe la posibilidad de que Sedna posea una atmósfera y calor interno de origen radiactivo, permitiendo la existencia de un océano líquido debajo de su superficie de hielo.

Su órbita presenta un afelio extremadamente alejado del Sol, sobre una 937 UA (32 veces más alejado del Sol que la que tiene Neptuno). Esta peculiaridad orbital, convierten a Sedna en el objeto más distante (aunque actualmente está a menos de 100 UA de distancia), a excepción de los cometas de largo periodo, del Sistema Solar. Sin embargo, en el perihelio llega a 76 UA del Sol. Dada su órbita elongada, Sedna necesita 11.400 años para completarla.

Si bien el MPC (Minor Planet Center) clasifica a Sedna como una cuerpo del disco disperso, diversos astrónomos han sugerido que se trataría del primer cuerpo conocido de la nube de Oort (de la zona más interna). Otra propuesta es la de clasificarlo con algunos otros cuerpos de características orbitales similares (2000 CR105), perteneciente a una región denominada disco disperso extendido. Incluso hay propuestas tan dispares sobre el origen de su órbita como la posibilidad de ser un cuerpo alterado por el paso próximo en el pasado de una estrella, la existencia de algún cuerpo de un tamaño similar a la Tierra a 1000 UA (No confundir con las propuestas carentes de demostración alguna de los cuerpos llamados Nibiru o Némesis) o que se formo a partir de colisiones de planetesimales que tenían muy alta velocidad. Pero de momento todo esto son modelos y especulaciones, que necesitarán años para ser refutadas o aceptadas.

TNOs (13): 2002 TX300


2002 TX300 (con número de cuerpo menor 55636) fue descubierto en Octubre de 2002 por el programa NEAT.

Se trata de un cuerpo con un diámetro de 286 kilómetros. Inicialmente, en base a la estimación de su albedo, se estimo su tamaño en 700 kilómetros. Sin embargo el telescopio espacial Spitzer en 2007 mostró datos que indicaban un tamaño inferior, 640 kilómetros. Dado que por sus características, pertenece a la familia de Ataecina/Haumea, se estimó un nuevo albedo de 0,7, con lo cual el diámetro bajaría nuevamente, esta vez a 360 kilómetros. Posteriormente, el diámetro se volvió a acotar gracias a la observación de una ocultación de una estrella por parte de esto TNO. En esta ocasión el diámetro se estimó en 286 kilómetros. Dado que es una observación directa, y no una estimación en base al albedo, es hoy por hoy el valor más fiable.

En base a medidas fotométrica, el periodo de rotación sobre su eje está en el rango de 8 a 16 horas. Por su órbita, de 0,12 de excentricidad e inclinación de 26 grados, pertenece al cinturón de Kuiper. Su órbita se situad en el afelio a 49 UA del Sol, mientras que en perihelio a 38 UA (por lo tanto, está dentro de la clase de cuerpos denominados cubewanos)

Dado que su magnitud aparente es superior a la +19, necesitaríamos aperturas mínimas de 200 a 300 mm y CCDs, para observarlo.

Concurso para participar en un vuelo suborbital en 2014


Esta llamativa y curiosa noticia apareció el otro día en diversos medios de comunicación. La compañía Axe ha organizado un concurso internacional, con el cual, 22 personas podrán realizar un vuelo turístico suborbital (a unos 100 kilómetros de altura) en el año 2014.

Para ello los candidatos inscritos en la página web Axe Apollo Space Academy, serán seleccionados tras la realización de diversas pruebas durante 2013. El viaje será con la compañía de turismo espacial SXC. [Fuente imagen: NASA]

Nuevos cálculos reducen la probabilidad de un impacto de Apophis contra la Tierra en 2036


Según nuevos cálculos realizados por la NASA, la probabilidad de impacto del asteroide Apophis contra la Tierra, en el año 2036, es prácticamente nula. Para ello han usado datos observacionales de este cuerpo, tomados durante 2011, 2012 y más recientemente, durante su aproximación a la Tierra el pasado día 9 de Enero. En este último caso, para estudiar su paso a unos 14 millones de kilómetros, usaron telescopios situados en Nuevo México y el Pan-STARRS en Hawaii.

Los primeros cálculos realizados cuando saltaron las alarmas sobre el peligro que podría suponer este cuerpo, indicaban hasta una probabilidad del 2,7% para su aproximación del año 2029. Posteriormente, nuevos cálculos descartaron una colisión en dicho paso, pero había aún una probabilidad no nula para su aproximación en el año 2036. Ahora, con los nuevos datos recogidos, sitúan dicha probabilidad en un valor inferior a 1 entre un millón.

Para más información sobre la aproximación se puede visitar la nota 2013-017 de la NASA. En la imagen del post, se puede ver este asteroide capturado por el telescopio espacial Herschel.

La ciencia abierta se expande en internet

[Fuente de la noticia: Agencia Sinc]

"La publicación en acceso abierto es mucho mejor para el científico, ya que no renuncia a su derecho con varias editoriales y conserva la capacidad de gestionar su propiedad intelectual". Imagen: Unhindered by Talent (derivada)

Para que un estudio sea reconocido por la comunidad científica tiene que aparecer en una revista de impacto. Hasta ahora las instituciones públicas financiaban investigaciones y después tenían que volver a comprar el resultado a los editores de las revistas. Para acabar con esto, investigadores, bibliotecas y responsables públicos llevan años desarrollando el movimiento open access.

En el mundo de la investigación, el movimiento de open access comenzó alrededor de 2005 para cambiar el ciclo que sigue el mercado de la información científica: las instituciones invierten dinero público en los investigadores, cuyo trabajo se publica en revistas que revisan sus estudios; y estas revistas venden de nuevo a los investigadores los contenidos cerrados a precio de suscripción.

La consecuencia es que ese dinero público que financia la investigación no permite el acceso directo a los resultados de los centros de I+D. Se tienen que recomprar a las revistas científicas que los introducen en el circuito comercial y los venden a las bibliotecas. “Esa situación, sumada a la falta de recursos y al enriquecimiento que han tenido las editoriales comerciales, ha hecho que se replantee todo el modelo”, explica Pilar Rico, Responsable de Repositorios y Acceso Abierto de la Fundación Española para la Ciencia y la Tecnología (FECYT).

España es uno de los países mejor posicionados de la Unión Europea en acceso abierto a los estudios científicos –a través del proyecto de repositorios en abierto Recolecta– y el único que tiene un mandato por ley al respecto.

La Comisión Europea puso en marcha en agosto de 2008 el "Piloto de Acceso Abierto en el Séptimo Programa Marco (7PM)” para permitir el acceso gratuito a la información científica, después de un período de embargo de 6 o 12 meses, de los proyectos financiados a través de este programa. En julio de 2012 se publicó además una recomendación de la CE sobre Acceso Abierto para que todos los países de la UE sigan los pasos de España y contemplen esta actuación por ley. Además, la CE anunció que a partir de 2014, las investigaciones financiadas directamente por la UE a través de su 8º Programa Marco tendrán que publicarse con open access.

TNOs (12): Typhon


Typhon (También conocido como 42355 Typhon ) fue descubierto en Febrero de 2002 por el programa NEAT. Se estima un diámetro de 134 kilómetros y posee un satélite (denominado Echidna, de 80 kilómetros de diámetro y descubierto en 2006) que lo orbita a 1300 kilómetros en 11 días. Tiene un bajo albedo, de 0,04.

Debido a su distancia en el perihelio, de tan solo 17,5 UA, y carente de resonancia con otro cuerpo, Typhon está clasificado en la familia de los Centauros. Así mismo, por sus características orbitales, también se trataría de un cuerpo del disco disperso. Durante el afelio llega a una distancia de 58,8 UA del Sol. Su excentricidad orbital es de 0,54 y está inclinada 2,4 grados.

Charla sobre estrellas dobles en Syrma


Para aquellos que podáis ir, esta misma tarde (viernes día 11 de Enero), a las 19:30 horas, hay una interesante charla en la Facultad de Ciencias de Valladolid, aula 304, impartida por Juan Lobos, de la Sociedad Astronómica Syrma. Este es el resumen:


Título
- Medición de Estrellas Dobles mediante Interferometría Speckle... ¿por amateurs?: el futuro es presente

Resumen:
- Durante muchos años la Interferometría Speckle ha sido muy utilizada (y con exclusividad) por los astrónomos profesionales para medir -con gran precisión- estrellas dobles cerradas. La asequibilidad de aberturas medias/grandes, de potentes ordenadores, de cámaras CCD rápidas y sensibles y el disponer de un software de reducción específico, han permitido que, a día de hoy, el uso de esta técnica por la comunidad amateur sea una realidad.

TNOs (11): Ceto

Ceto (también conocido como 65489 Ceto o 2003 FX128) fue descubierto en Marzo de 2003 por el equipo liderado por Mike Brown. Ceto tiene dos peculiaridades. Por un lado se trata de un sistema binario (su satélite, llamado Phorcys, tiene un tamaño de 130 kilómetros), y por otro lado, está clasificado dentro de la familia de los Centauros, pues no esta en resonancia y su perihelio (el último ocurrió en 1989) está interior a la órbita de Neptuno. A pesar de la proximidad al Sol durante el perihelio, debido a su excentricidad (0,82), durante el afelio se sitúa a 182 UA del Sol.

Se estima que Ceto tiene un diámetro de unos 174 kilómetros y una densidad media de 1,4 gramos por centímetro cúbico (bastante más bajo que otros TNOs). Esta densidad apunta a una composición del cuerpo en proporciones iguales de hielo y roca. Su superficie tiene un albedo de 0,05.

Ceto necesita casi mil años en completar su órbita alrededor del Sol, y su órbita está inclinada más de 22 grados.

Días de mucho, ¿vísperas de nada?


No hace muchos días, el aspecto de la superficie solar era desolador para el observador solar (al menos para aquellos que no tenemos un Coronado o similar), pues apenas había grupos visibles. Sin embargo, como podéis ver en la imagen de este post, la situación ha cambiado, y son visibles muchos grupos, en concreto diez: #1638, #1642, #1644, #1645, #1646, #1649, #1650, #1652, #1653 y #1654. 

Durante las próximas semanas ¿volverá la "calma" previa?

TNOs (10): 1992 QB1


1992 QB1, cuyo número de cuerpo menor es el 15760, fue el primer cuerpo trans-Neptuniano descubierto tras Plutón y su satélite Caronte. Fue descubierto en Agosto de 1992 D.C. Jewitt y J.X. Luu desde el observatorio de Mauna Kea. En base a su denominación (QB), se creó la clase de objetos llamados cubewanos para aquellos que tuviesen características similares a 1992 QB1.

Pocas características físicas se conocen de este cuerpo, dado su dificultad de observación (tiene una magnitud aparente superior a la +23). Se estima un tamaño de 160 kilómetros y un bajo albedo, de 0,1.

Por su órbita, está clasificado por sus características como un objeto del Cinturón de Kuiper. La órbita tiene el afelio a 46,6 UA y el perihelio a 40,9 UA, siendo la excentricidad orbital de 0,065. Completa su órbita en 289 años y está inclinada únicamente 2 grados.

Detectados dos cinturones de asteroides en torno a la estrella Vega

 Los astrónomos han descubierto lo que parece ser un gran cinturón de asteroides alrededor de la estrella Vega, la segunda estrella más brillante en el cielo nocturno del norte. Los científicos utilizaron datos aportados por el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA y el Observatorio Espacial Herschel de la ESA, en la que la NASA juega un papel importante.

El descubrimiento de un cinturón de asteroides alrededor de Vega se suma al anteriormente descubierto alrededor de la estrella Fomalhaut. Los datos son consistentes con la presencia de dos cinturones, uno interior más cálido  y otros exterior, más frío, y separado del primero por un espacio entre ellos. Esta arquitectura es similar a la que se da en nuestro Sistema Solar con el Cinturón de Asteroides y el Cinturón de Kuiper.

¿Qué fenómeno es el que genera esta brecha entre los dos cinturones de asteroides? Los astrónomos sospechan que esta separación se debe a la presencia de múltiples planetas. En nuestro Sistema Solar, el Cinturón de Asteroides es mantenido gracias a la gravedad de los planetas interiores y de los exteriores. En cambio, el Cinturón de Kuiper es esculpido únicamente por la gravedad de los planetas exteriores gigantes.


TNOs (9): Varuna


Varuna (también denominado 20000 Varuna o 2000 WR106) fue descubierto en Noviembre de 2000 por R. McMillan. El número 20000 de la lista de planetas menores fue asignado para conmemorar el descubrimiento de otro cuerpo de notable tamaño en el Cinturón de Kuiper (también se hizo con 50000 Quaoar).

Existen diversas estimaciones de su tamaño, variando desde los 500 hasta los 1000 kilómetros, si bien, observaciones realizadas con el telescopio espacial Spitzer, apuntan a valor menor: 500 kilómetros. Sin embargo el valor de 1.000 kilómetros fue obtenido a raíz de la observación de la ocultación de una estrella de la magnitud +11 en el año 2010. Los resultados negativos obtenidos en estaciones cercanas, apuntan a quizás que Varuna tenga una forma elongada. Además, en base a la curva fotométrica, se calcula un periodo de rotación de 6,3 horas, un valor muy alta para un cuerpo tan grande, por lo que probablemente, dicha velocidad venga dada por la posible forma de esferoide (en un ratio de 2 a 3) del cuerpo. De este modo no hay de momento un valor definitivo para el tamaño de este cuerpo.

Su superficie muestra una tonalidad roja en el visible, indicando presencia de agua en forma de hielo. Su densidad media es baja, rondando el gramo por centímetro cúbico

Varuna posee una órbita de muy poca excentricidad (0,056), casi circular, situada a 43 UA (a 45 UA en el afelio y 40 UA en el perihelio), por lo que pertenece al cinturón de Kuiper. Varuna no está en resonancia orbital con Neptuno. La órbita está inclinada 17 grados y la completa en 281 años.

Dobles con binoculares.Theta 2 Ori



[Artículo publicado en Astrofísica y Física por Josean Carrasco]

Continuamos en la constelación de Orion observando estrellas dobles con binoculares.

En esta ocasión apuntaremos al tahalí de la espada del cazador, donde se encuentra la Nebulosa de Orión, una nebulosa que nunca decepciona, pero no nos entretendremos con ella, sino con la singular doble Theta 2 Ori, con dos estrellas que destacan, junto con el cúmulo del trapecio, en un gran escenario.


THETA 2 ORI
El sistema que vamos a observar con binoculares astronómicos, uno de los sistemas de Theta 2 Ori, fue medido y catalogado en 1836 por Struve como STFA 16AB; no es difícil de resolver, pero llama la atención que, aunque la diferencia entre las componentes A y B es de apenas un poquito más de una magnitud, con los binoculares la diferencia de brillo parece más notable y la componente B aparenta ser bastante más débil

En la imagen de la izda., cortesía de nuestro amigo Juan Carlos Martín, apreciamos que Theta 2 Ori se localiza en el seno de M42 (NGC1976), la más grande y brillante de las dos nebulosas que forman la Nebulosa de Orión, a 2,3' al SE del sistema múltiple conocido como el Trapezio. Es un par formado por dos estrellas de brillo diferente en apenas algo más de una magnitud como decíamos, y que tienen idéntico tipo espectral, B1.                                
Según datos que se pueden deducir del catalogo Hipparcos, la distancia a la que se halla Theta 2 Ori es de 1550 ± 300 años-luz, se le estima además una luminosidad de unas 1900 ± 740 veces la del Sol y su magnitud absoluta es -3.40 ± 0.42.
También se hallan en Theta 2 Ori otros sistemas como STFA 16 AC, STFA 17 AD y CHR 249Aa, Ab
                                                                                            
En esta imágen de STFA 16AB, obtenida con CCD QHY5 monocroma en el refractor Meade 178ED del observatorio de Eureka Museoa, a una resolución de 0.85"/pixel, vemos las dos componentes A y B que  queremos observar con binoculares, cerca del cúmulo del Trapezio.                                                                                                         
DATOS para el REGISTRO                                     
En el catálogo de Estrellas Dobles de Washington WDS2012.5  los datos son
ID: WDS05354-0525;  Nombre: Theta 2 Ori;  ID Sistema : STFA16 AB
Otros IDs: FLAMSTED 43 Ori, TYC 4774933, SAO 132321, PPM 188223, HIP 26235, HD 37041, YALE BSC 1897, IDS05305-0529, BDS2839, ADS4188, BD-05 01319
Su posicion J2000 en la fecha actual, incluidos movimiento propio y paralaje es
AR :  5h 35m 22.9031s
Dec : - 5º 24' 57.809"
Mag1: 5,046  | Mag2: 6,214
Rho (sep): 51,6" | Theta (pos. ang.): 95º
Tipo espectral: B1
MP en AR: 3 mas/año | MP en Dec: 2 mas/año
Componentes AB
1era Obs. : año 1836 | the 92º | rho 52.8"
Últ. Obs.: año 2009 | the 95º | rho 51.6"
Núm. Obs.: 48.

Más información sobre STFA16 AB aquí  

[Artículo publicado en Astrofísica y Física por Josean Carrasco]

Actividad de las Cuadrántidas en 2013


Tal y como comentamos en el post "Meteoros Cuadrántidas 2013" del pasado 23 de Diciembre, este pasado fin de semana, el radiante meteórico de las Cuadrántidas alcanzó su máximo. 

Como en otras ocasiones, el IMO (International Meteor Organization) ha publicado los primeros resultados en base a las observaciones recibidas en modo on-line. Según estos datos provisionales del IMO sobre las Cuadrántidas 2012, la THZ alcanzó el valor de 137 meteoros/hora sobre las 10:00 TU del día 3 de Enero. Al comienzo de la noche del 3 al 4, entre las 20:00 y las 21:00 TU, la THZ llegó a valores entre 80 y 110 meteoros/hora. En base a estos mismos datos se ha calculado que la relación poblacional ha sido de 2,1.

Para más información sobre el concepto de THZ se puede leer el artículo "Observando meteoros (V): La tasa horaria zenital (THZ)".

Fuente del Gráfico: IMO

TNOs (8): Orcus


Orcus (también denomina 90482 Orcus) se trata de un TNO situado en el Cinturón de Kuiper, descubierto en Febrero de 2004 por el equipo de Mike Brown.

Orcus tiene un diámetro entre 760 y 800 kilómetros. Su superficie tiene un albedo de 0,30, con tonalidad grisacea, lo que apunta a presencia de agua en forma helada, además de metano (entre el metano y el agua helada, no cubrirían mas del 50% de la superficie, según estudios realizados con el telescopio Gemini) y amonio (NH4). En este sentido, su espectro infrarrojo es muy similar a varios satélites de Urano. Orcus posee un satélite, que ha permitido estimar la masa del sistema. La densidad de Orcus podría rondar a 2,3 gramos por centímetro cúbico. En cuanto a su periodo de rotación, no se ha podido determinar en base a los estudios fotométricos, y el valor está en el amplio rango de 7 a 21 horas. No obstante, medidas realizadas por el equipo español liderado por Ortiz, indica un periodo de 10,5 horas.

También existen modelos (no demostrados) que apuntan a calor interno con origen en procesos radiactivos, los cuales permitirían incluso un océano de agua líquida, por debajo de la superficie.

Orcus se encuentra en resonancia 2:3 con Neptuno, por lo que está clasificado como un plutino (siendo el mayor de esta clase de cuerpos). Curiosamente, cuando Plutón esta en perihelio, Orcus esta en afelio. Dado el tamaño de su satélite Vanth (entre 267 y 380 kilómetros), algunos denominan a Orcus como el anti-Plutón. Completa una órbita en 247 años y actualmente está situado a unas 48 UA del sol.

Te resultarán interesantes los siguientes artículos:
- "Nuevos datos para la ocultación por el TNO Orcus del 6 de Febrero"
- "Ocultaciones de estrellas brillantes por los TNOs Quaoar, Huya y Orcus en Febrero 2011"
- "Orcus y Vanth, la extraña pareja del Cinturón de Kuiper"

Posible eclipse de las componentes A y B de Algol por la componente C


[This post participates in Carnival of Space #284, at Tranquility Base Blog]

De acuerdo con la alerta observacional número 476 de la AAVSO, el próximo día 23 de Enero podría ocurrir el eclipse de las componentes A y B de la famosa estrella variable Beta Persei (popularmente conocida como Algol), por la tercera componente (la C) de este sistema triple. Algol, situada en la constelación de Perseo, con coordenadas ascensión recta 4h 18m y declinación 50º 21' (ver encabezado para su localización en el firmamento), es una estrella variable de tipo eclipsante que varía entre las magnitudes +2,3 y +3,5, en un periodo de unos 2 días y 2 horas.

En esta ocasión, la alerta ha sido emitida a través de la AAVSO por el Dr. Bob Zavala, del USNO (U.S. Naval Observatory) solicitando observaciones fotométricas durante el posible eclipse, pronosticado para el día 23 de Enero, hasta el día 4 de Febrero. No obstante, a pesar de ser una estrella tan brillante, se requiere una precisión en la medida de 0,02 ó 0,03 magnitudes, por lo que necesariamente se ha de realizar mediante fotometría fotoeléctrica o CCDs. En el post se puede encontrar una carta de la AAVSO para la realización de las medidas. Las estrellas de referencia a usar son las indicadas como 43 y 52 (magnitudes +4,3 y +5,2 respectivamente).

No obstante, e independientemente de este eclipse, para aquel que quiera iniciarse en el estudio de las estrellas variables, Beta Persei es una estrella ideal, pues es visible a simple vista (se puede hacer fotometría desde cielos limpios a simple vista o con prismáticos), la diferencia entre el máximo y el mínimo es superior a una magnitud, y su variación es rápida (menos de tres días el ciclo completo). Para realizar la fotometría visual hay que usar el método de Argelander.

El método Argelander es una sencilla técnica de interpolación para la medición del brillo de estrella variables creado en 1840. Se basa en comparar el brillo de la estrella variable con una más brillante y con otra más débil, mediante una escala de grados:
- grado 1: cuando tienen el mismo brillo a primer golpe del vista, y solo tras un rato largo se aprecia una ligera diferencia.
- grado 2: cuando tienen el mismo brillo a primer golpe de vista, pero rápidamente se aprecia  la diferencia.
- grado 3: cuando existe una ligera diferencia.
- grado 4: cuando hay una diferencia notable.
- grado 5: cuando hay una gran desproporción entre el brillo de ambas estrellas. No es aconsejable usar este grado y deberíamos elegir otra estrella para la comparación.
Posteriormente usaríamos la siguiente fórmula:
      M(V) = M(A) + ( a / (a+b) ) x ( M(B) - M(A) )
donde M(V) será la magnitud aparente de la estrella variable, M(A) la magnitud conocida de la estrella más brillante, M(B) la magnitud conocida de la estrella más débil, a el grado de comparar la estrella más brillante con la variable y b el grado de comparar la estrella más débil con la variable.


Para ampliar información puedes visitar los siguientes enlaces:
- "Lecciones de Estrellas Variables" por Verónica Casanova. Todo lo necesario para introducirse en la observación de estrellas variables.
- Blog Variastar de Miguel Rodríguez. Blog dedicado al mundo de las estrellas variables
- "El método Argelander en la observación de estrellas variables" por Fran Sevilla. Explicación del método de Argelander.
- "Alert Notice 476: Multicolor photometry of triple system b Per requested". Alerta observacional sobre el eclipse emitida por la AAVSO.

[This post participates in Carnival of Space #284, at Tranquility Base Blog]

TNOs (7): Quaoar

Quaoar (También denominado 50000 Quaoar o 2002 LM60) fue descubierto en 2002 por el equipo de Mike Brown. El número 50000 de la lista de planetas menores fue asignado para conmemorar el descubrimiento de otro cuerpo de notable tamaño en el Cinturón de Kuiper (también se hizo con 20000 Varuna).

Quaoar, cuyo diámetro se estima entre unos 900 (valor más probable) y 1.150 kilómetros (Según las diferentes medidas realizadas, entre ellas mediciones directas del tamaño angular con el telescopio espacial Hubble), tiene un satélite (descubierto en 2007, de unos 70 kilómetros de diámetro y denominado Weywot), gracias al cual se ha podido estimar la masa del sistema. Quaoar tiene una alta densidad, superior a 4,2 gramos por centímetro cúbico (de las más altas del cinturón de Kuiper). Según algunos modelos (en concreto de Erik Asphaug) aun no validados, Quaoar podría haber colisionado con un cuerpo de gran tamaño en el pasado, y tener una estructura interna diferenciada, con un núcleo denso rodeado de un manto de menor densidad. Podría ser una mezcla de hielo y roca (principalmente). Su albedo es muy bajo, rondando el 0,10, y la superficie muestra una tonalidad rojiza en el visible. Observaciones en el infrarrojo indican presencia de metano y etano, además de otros elementos en forma de hielo.

Quaoar pertenece al Cinturón de Kuiper y completa una órbita alrededor del Sol cada 286 años, a una distancia media de 43 UA. Posee poca excentricidad, su órbita está poco inclinada (sólo 8 grados) y está poco afectada por Neptuno.

Te resultará interesante el siguiente artículo:
- "Ocultaciones de estrellas brillantes por los TNOs Quaoar, Huya y Orcus en Febrero 2011"

TNOs (6): Huya


Huya (también denominado 2000 EB173) fue descubierto en el año 2000 por Ignacio Ferrín, asignándole la IAU el nombre definitivo en el año 2003.

Su tamaño, según observaciones realizadas con el telescopio espacial Spitzer, rondaría los 440 kilómetros, y tendría un albedo muy bajo, cercano a 0,05. Presenta en el visible una tonalidad roja, lo que sugiere la existencia de materiales orgánicos en su superficie, además de agua en forma de hielo y algunos silicatos. No existen observaciones lo suficientemente precisas para determinar su periodo de rotación, si bien, algunas indican que rondaría las 13 horas. En su superficie la temperatura es de -230 grados centígrados.

Actualmente se encuentra a 28,7 UA del Sol (más cerca del Sol que Neptuno) y llegará al perihelio (situado a 28,5 UA) en 2015. El afelio se encuentra a 50 UA y su órbita, que es completada en 247 años, tiene una excentricidad de 0,28. Huya se encuentra en resonancia orbital de 2:3 con Neptuno, por lo que está clasificado como un plutino. La inclinación orbital, de 15 grados, es inferior que por ejemplo Eris o Makemake.

Para observarlo necesitaremos usar CCDs con aperturas de 300 mm, debido a su magnitud aparente, que ronda la +19,3.

Te resultará interesante el siguiente artículo:
- "Ocultaciones de estrellas brillantes por los TNOs Quaoar, Huya y Orcus en Febrero 2011"

TNOs (5): Makemake


Al igual que Plutón, Eris y Haumea, Makemake (también conocido como 2005 FY9) es también un planeta enano. Se trata del cuerpo de mayor tamaño del Cinturón de Kuiper, con un 66% del tamaño de Plutón. Fue descubierto en Marzo de 2005 por el equipo de Mike Brown. Makemake pertenece al cinturón de Kuiper y se encuentra en resonancia 11:6 con Neptuno. Su masa es equivalente 0,0005 veces la terrestre y tiene una densidad media de 2 gramos por centímetro cúbico.

Según medidas realizadas con el telescopio espacial Spitzer, Makemake podría tener un diámetro entre 1360 y 1480 kilómetros. Su superficie, con un albedo superior a 0,78 y que presenta una tonalidad rojiza en el visible, está cubierta de metano (en forma de granos de tamaños cercanos a 1 centímetro), etano y nitrógeno helado (aunque en cantidades muy pequeñas). Makemake rota sobre su propio eje en 7,7 horas y su temperatura superficial podría rondar los -240 grados centígrados. Mediciones en el infrarrojo apuntan a que la superficie de Makemake no es homogénea, pues el albedo varía desde 0,78 a incluso 0,12 en algunas regiones (un 5% de la superficie del cuerpo).

Otra característica destacable de Makemake es la posible existencia de atmósfera similar a la de Plutón en su perihelio, compuesta principalmente de nitrógeno.

Su órbita, con una excentricidad de 0,16, la completa en 310 años y actualmente está camino de alcanzar su afelio (a 53 UA). El perihelio se encuentra a 45 UA. Al igual que ocurrió con Eris, su elevada inclinación orbital (29 grados) hizo que se tardase más en descubrir por su alejamiento de la eclíptica (región a donde se suele observar en las búsquedas de nuevos cuerpos del Sistema Solar).

Para su observación necesitaremos CCDs y aperturas de 200mm, ya que tiene una magnitud aparente de +16,7.

TNOs (4): Ataecina o Haumea


Este TNO, que también esta clasificado como planeta enano fue descubierto por un equipo español liderado por J.L. Ortiz y entre cuyos miembros se encontaba Pablo Santos, desde Sierra Nevada. El equipo español propuso Ataecina como nombre para este nuevo cuerpo. Sin embargo, por una injusta decisión de la IAU (International Astronomical Union), se decidió llamarle Haumea, nombre propuesto por el equipo de Mike Brown. Los que visitáis habitualmente este blog ya conoceréis mi determinación a que se conozca el que debería ser su nombre, Ataecina. Así pues, en este blog siempre se hace referencia tanto al nombre de Ataecina (el que debería ser) como al de Haumea (según decisión de la IAU).

En base al análisis de la curva de luz, se estima que la forma de Ataecina es la de un elipsoide, cuyo eje mayor es el doble que el menor. No hay datos con precisión suficiente para estimar su tamaño, pero algunas medidas apuntan a un tamaño de 2000x1500x1000 kilómetros, lo que le situaría con un tamaño cercano al de Plutón, al menos en su eje mayor. No obstante otras observaciones realizadas con los telescopios espaciales Herschel y Spitzer apuntan a no más de 1400 kilómetros. Será necesario esperar a observar la ocultación de alguna estrella por este cuerpo (con la medición de los tiempos de la ocultación desde diferentes puntos de la Tierra, permitiría levantar su silueta con los tamaños correctos). Pero no es su única característica destacable. Además tiene una muy alta densidad (superior a 2,6 gramos por centímetro cúbico), una rápida rotación sobre su propio eje (estimada en unas 3,9 horas), posee dos satélites (Hi'iaka y Namaka -ver posts sobre otros satélites del Sistema Solar-) y un alto albedo (0,71). Estas características parecen ser fruto de una gran colisión con otro cuerpo. También se cree que podría tratarse de un cuerpo rocoso, cuya superficie sería una delgada capa de hielo de agua. En 2009 se logró observar un área de tono rojizo oscuro en contraste con la intensidad clara del resto del cuerpo, pudiendo ser el resto de un impacto.

Su órbita posee una resonancia 7:12 con Neptuno y en el perihelio se acerca bastante a la órbita de Neptuno: 35 UA (actualmente está a unas 50 UA). Su periodo orbital es de 283 años con una inclinación orbital de 28 grados.

Para su observación, al igual que con Eris necesitaremos CCDs y aperturas mínimas de 200 a 300 mm, si bien es algo más brillante, con una magnitud aparente de +17,3.

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