El mayor asteroide damocloide conocido del Sistema Solar

Los asteroides damocloides, llamados así por que su arquetipo es 5335 Damocles, son núcleos inactivos de cometas de período largo de la familia Halley con órbitas muy excéntricas y periodos muy largos. El 26 de febrero de 2012 se descubrió el mayor de todos los asteroides damocloides, llamado 2012 DR₃₀, con un diámetro de 185 km, enorme comparado con el diámetro típico de estos cuerpos de sólo 8 km. El nuevo damocloide también tiene una órbita excepcional con una excentricidad de 0,9867, una distancia la perihelio de 14,54 UA y un semieje mayor de 1109 UA. Se cree que los damocloides son cometas que se originan en el Nube de Oort y han perdido sus materiales volátiles por desgasificación, pasando a ser cometas extintos. La imagen en falso color que abre esta entrada muestra al nuevo damocloide con un brillante color blanco, pero en realidad su color es rojizo y su albedo astronómico es de sólo 0,08, lo que lo sitúa entre los objetos más oscuros de todo el Sistema Solar (por cierto, los damocloides normalmente no superan un albedo astronómico de 0,04). Un análisis dinámico de su trayectoria orbital indica que ésta es inestable y que adquirió su órbita actual recientemente. El artículo técnico es Cs. Kiss et al., “A portrait of the extreme Solar System object 2012 DR30,” Astronomy and Astrophysics, accepted, arXiv:1304.7112, 26 Apr 2013. 

La estrella Kepler-62 tiene dos supertierras que podrían ser habitables entre sus cinco planetas

La estrella Kepler-62 tiene un sistema planetario con cinco planetas, Kepler-62b, Kepler-62c, Kepler-62d, Kepler-62e, y Kepler-62f con un radio de 1,31, 0,54, 1,95, 1,61 y 1,41 veces el radio de la Tierra (R⊕), que la orbitan con periodos de 5,7, 12,4, 18,2, 122,4 y 267,3 días, resp. Las dos supertierras (Kepler-62e y Kepler-62f) están en la zona habitable de Kepler-62. Modelos teóricos para estos planetas, teniendo en cuenta que Kepler-62 tiene una edad de unos 7000 millones de años, indican que ambas supertierras pueden ser planetas sólidos. Kepler-62 (KIC 9002278, KOI 701) es una de las 170 mil estrellas que observa de forma continua el telescopio Kepler. Todavía no se ha descubierta ninguna exotierra en la zona habitable de su estrella, el resultado más esperado en la actualidad. El artículo técnico es William J. Borucki et al., “Kepler-62: A Five-Planet System with Planets of 1.4 and 1.6 Earth Radii in the Habitable Zone,” Science, AOP Apr 18 2013 [Science DOI] [arXiv:1304.7387]. Más información en J.D. Harrington, Michele Johnson, “NASA’S Kepler Discovers its Smallest ‘Habitable Zone’ Planets to Date,” NASA News, Apr 18, 2013, y en Ron Cowen, “Kepler spies water worlds. Pair of exoplanets sit in habitable zone of star far beyond the Solar System,” Nature News, 18 April 2013.

Recomiendo disfrutar con Daniel Marín, “Kepler descubre dos planetas potencialmente habitables,” Eureka, 18 abril 2013, que incluye imágenes artísticas de los planetas de Kepler-62; también Luis A. Gámez, “¿Dos mundos con agua alrededor del mismo sol? El telescopio ‘Kepler’ descubre dos supertierras en la zona habitable de una estrella de la constelación de Lira,” El Correo, 18 Abril 2013.

Francis en ¡Eureka!: El telescopio espacial Kepler le da la razón a Einstein

Ya está disponible el audio de mi sección ¡Eureka! en el programa de radio La Rosa de los Vientos de Onda Cero. Sigue este enlace si quieres disfrutar del audio. Como siempre, una transcripción libre del audio.

El telescopio espacial Kepler de la NASA, cuya misión es buscar planetas extrasolares, ha sido noticia esta semana por confirmar la teoría de Einstein, ¿qué es lo que ha logrado? El telescopio espacial Kepler de la NASA fue lanzado al espacio en marzo de 2009. Su misión es descubrir nuevos planetas extrasolares y en especial “exotierras”, exoplanetas similares en tamaño a la Tierra y situados en la zona habitable de su estrella. Kepler observa de forma continua una región del cielo con 170 000 estrellas. Utiliza un espejo de 1,4 metros de diámetro y una cámara digital de 42 CCDs, con un total de 95 megapíxels. Muchas de las estrellas estudiadas son sistemas estelares binarios, formados por dos estrellas. Kepler ha sido noticia esta semana porque uno de sus candidatos a exoplaneta gigante gaseoso ha resultado ser una (micro)lente gravitacional. Un ejemplo de cómo la gravedad curva y magnifica la luz de una estrella como predice la teoría general de la relatividad de Einstein.

Noticia en inglés: ”Gravity-bending find leads to Kepler meeting Einstein,” Phys.org, Apr 4, 2013. Artículo técnico: Philip S. Muirhead et al., “Characterizing the cool KOIs. V. KOI-256: A mutually eclipsing post-common envelope binary,” The Astrophysical Journal 767: 111, 2013.

Kepler ha descubierto un candidato a planeta que ha resultado ser un fenómeno mucho más interesante y especial. ¿Cómo ha ocurrido este descubrimiento? El telescopio espacial Kepler detecta exoplanetas con el método del tránsito: mide el brillo de una estrella de forma continua y si observa una disminución en el brillo con un patrón característico, se infiere la posible existencia de un planeta que ha pasado por delante de la estrella. Kepler sólo nos ofrece candidatos a planetas que han de ser confirmados de forma independiente por telescopios terrestres o por otros métodos de observación. La disminución de la luz de una enana roja fue interpretada como candidato a planeta gigante gaseoso. Las observaciones posteriores con el telescopio Hale en San Diego para confirmar si era o no un planeta, mostraron que lo que se estaba viendo en realidad no era un planeta alrededor de la enana roja, sino un sistema binario formado por una enana blanca (cuyo tamaño es similar a nuestra Tierra, aunque su masa es similar a la del Sol) y la enana roja (de mayor tamaño). La disminución del brillo observada en la enana roja se debía al paso de la pequeña enana blanca por delante de la enana roja. Este ejemplo no fue descartado como candidato a planeta porque la gravedad de la enana blanca actuaba como una lente que amplificaba la luz de la enana roja. Por ello, la disminución de la luz de la enana roja fue mucho más pequeña de lo esperado, al ser magnificada por la gravedad de la enana blanca. Lo bueno es que este falso positivo a dado lugar a un ejemplo casi perfecto de lo que predijo Albert Einstein, una microlente gravitacional.

Francis en ¡Eureka!: Marte fue habitable porque fluyó agua potable en su superficie

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El pasado martes 12 de marzo, la NASA dio una rueda de prensa sobre la misión Curiosity en Marte. Se afirmó que uno de los objetivos más importantes del rover Curiosity ya se ha cumplido. ¿Cuál era este objetivo? Una de las grandes preguntas sobre el planeta Marte que se pretende responder con la misión Curiosity es si Marte fue un planeta habitable en el pasado. Misiones marcianas anteriores han descubierto que ahora mismo hay agua helada enterrada en el subsuelo marciano, e incluso que en el pasado fluyó agua líquida por la superficie de Marte, que hubo mares y lagos en diferentes crácteres marcianos. Otro rover de la NASA llamado Opportunity, que lleva en Marte desde 2004 y aún sigue en activo, descubrió que el agua líquida fluyó en la superficie marciana; pero parece ser que era agua muy ácida (con un pH muy alto bajo), parecida a un mar muy salado, poco propicio para la aparición de la vida. Uno de los objetivos más importantes del rover Curiosity, un laboratorio físicoquímico móvil de casi una tonelada de peso que se encuentra en el cráter Gale en el planeta Marte, era encontrar huellas de agua potable, agua con condiciones ideales para la aparición de la vida. Dos instrumentos de Curiosity, llamados SAM y ChemIn, han descubierto que en el cráter Gale hubo un lago de agua “dulce”, agua con un pH neutro y con muy pocas sales minerales. Un ambiente ideal para la aparición de la vida.

Más información en Daniel Marín, “¡Marte fue habitable en el pasado! (Bitácora de Curiosity 24),” Eureka, 12 Mar 2013, y en inglés en “NASA Rover Finds Conditions Once Suited for Ancient Life on Mars,” NASA News, 12 Mar 2013.

Esto significa que Marte fue habitable en el pasado, lo que no significa que fuera un planeta “con vida” ni siquiera bacteriana. ¿Podría detectar Curiosity la presencia de bacterias vivas en Marte? No, Curiosity no puede detectar vida bacteriana, incluso si las bacterias estuvieran presentes en alguna de las muestras de suelo que se han analizado. El instrumento SAM (Sample Analysis at Mars), de unos 5 kg, a bordo del rover Curiosity, posee un espectrómetro de masas y un cromatógrafo de gases capaz de descubrir moléculas orgánicas tras calentar las muestras se suelo marciano en un horno hasta los 835º C. El instrumento SAM puede detectar moléculas orgánicas, como los aminoácidos, los componentes de las proteínas, pero no puede detectar vida. De hecho, en el universo se han encontrado moléculas orgánicas en muchos lugares (meteoritos, cometas, nubes gas de interestelar, etc.). Descubrir bacterias vivas requiere incubarlas y verificar que pueden reproducirse. Las sondas espaciales Viking en 1976 portaban tres experimentos para detectar vida en Marte. En uno de ellos se incubó una porción de suelo de Marte con nutrientes (marcados con isótopos radiactivos) y se observaron los productos de una reacción química. Al principio se pensó que se trataba de una señal positiva de vida marciana, pero estudios posteriores demostraron que se trató de una catálisis inorgánica por compuestos de hierro. Curiosity es un laboratorio físicoquímica que no está preparado para descubrir seres vivos en Marte.

El agua en Marte es un tema recurrente y aparecen noticias constantemente. Ya en diciembre de 2012 se publicó que Curiosity había encontrado agua en Marte, ¿cuál es la diferencia entre el anuncio de esta semana y el anterior? En diciembre el rover Curiosity descubrió gracias al instrumento SAM que al calentar unas muestras de arena a varios cientos de grados se producían pequeñas cantidades de vapor de agua. Este agua es muy ácida, contiene azufre y cloro, y es más pesada que el agua en la Tierra, es decir, sus moléculas contienen más deuterio. El agua, H2O, está formada por dos átomos de hidrógeno y uno de oxígeno. El átomo de hidrógeno está formado por un protón y un electrón; el deuterio es un isótopo pesado del hidrógeno cuyo núcleo atómico contiene un neutrón, además del protón. En los oceános terrestres el 0,015% del agua es pesada, es decir, 150 de cada millón de moléculas de agua contiene deuterio en lugar de hidrógeno. Aunque se sabe que hay bacterias que pueden vivir en concentraciones altas de agua pesada, si además resulta que es muy ácida se ponen fuertes trabas para que pueda aparecer la vida (al menos vida como en la Tierra).

Los nuevos datos indican que en el cráter Gale hubo un lago de agua “dulce”. ¿Cómo se ha descubierto que había agua potable?  La noticia de esta semana es el resultado de un análisis mineralógico de unas muestras de roca recogidas tras taladrar el suelo del crácter Gale el 8 de febrero. Dichas muestras de roca contienen hasta un 30% de un mineral arcilloso de tipo esmectita (similar al talco mineral), un filosilicato que sólo se puede formar en presencia de agua líquida con un pH neutro y baja concentración en sales. Las esmectitas son los componentes fundamentales de las bentonitas, cuya minería en España se explota en la cuenca de Madrid (al norte de la ciudad de Toledo, y entre Pinto y Valdemoro en Madrid) y en la región de Cabo de Gata en Almería. Se estima una producción de unas 190.000 toneladas al año con un valor de 2 M€/año. Volviendo a las esmectitas en Marte, la clave del nuevo análisis ha sido el intrumento ChemIn (Chemistry and Mineralogy), de unos 10 kg, capaz de realizar análisis de muestras del suelo marciano mediante difracción de rayos X, lo que permite identificar la presencia de determinados minerales, no sólo elementos. Este instrumento ha observado la presencia de sulfatos de calcio, en lugar de los sulfatos de magnesio y de hierro que fueron observados por el rover Opportunity. Por tanto, se puede asegurar que hubo un lago de agua potable en el cráter Gale y que Marte fue habitable en el pasado.

¿Se sabe hace cuánto tiempo corría agua potable por la superficie de Marte y durante cuánto tiempo? Las hipótesis actuales apuntan a que Marte fue húmedo y capaz de albergar vida hace unos 4000 millones de años. Los planetas del Sistema Solar se formaron hace unos 4500 millones de años, junto al Sol. Se cree que hace unos 4000 millones de años, en plena era Noeica, Marte tenía una atmósfera que contenía gases de efecto invernadero suficientes para que el agua fluyese por la superficie y se formaran arcillas. La era Noeica duró unos 1000 millones de años y dio paso a una segunda era que duró poco, unos 300 millones de años, en la que ocurrió un cambio climático brusco que dio lugar a la era actual, con un Marte frío y seco. Por tanto se cree que el cráter Gale pudo albergar un lago de agua “dulce” hace unos 4000 millones de años, lago que se heló y se secó hace unos 3500 millones de años. Pero los detalles están aún pendientes de respuesta y se espera que Curiosity logre aportar nuevos datos que aclaren esta cuestión.

Para acabar, Curiosity ha tenido un problema con su ordenador de a bordo, ¿se ha resuelto ya dicho problema? El miércoles 27 de febrero se comprobó que el ordenador principal de Curiosity no estaba enviando los datos grabados a la Tierra. Se había corrompido su memoria y había quedado inútil. Por suerte Curiosity va equipado con dos ordenadores principales redundantes para evitar este tipo de problemas. El jueves 28 de febrero el control de Tierra dio la orden de cambiar de ordenador (el otro ordenador fue empleado para controlar la nave durante el viaje desde la Tierra hasta Marte). Los dos ordenadores de Curiosity pueden controlar todos los sistemas de la nave. Durante varios días se comprobó que todo funcionaba a la perfección con el otro ordenador. Estos ordenadores usan procesadores PowerPC modificados para soportar altos niveles de radiación. Funcionan a 200 MHz y posee 2,5 GB de memoria; puede parecer poco, pero están preparados para aguantar dosis de radiación un millón de veces superior a las consideradas peligrosas para un ser humano y temperaturas de entre -55º C y 70º C. Se espera que la misión Curiosity dure varios años y que no haya más problemas con el ordenador. Curiosity se dirigirá a la base del Monte Aeolis, donde en teoría se encuentran más minerales arcillosos del tipo de los filosilicatos, es decir, más pruebas de la existencia de agua potable en el pasado de Marte.

Sigue este enlace para oír el audi, si no lo has hecho ya. 

Una estrella casi tan vieja como el propio universo

Hay noticias que hay tomar con un poco de sal y pimienta. Por fortuna, las podemos leer en el recomendable blog “Astrofísica con Sal y Pimienta.” La noticia “Una estrella más vieja que el universo,” Astrofísica con Sal y Pimienta, Mar 8, 2013, nos cuenta que: “Un grupo de astrónomos, usando datos del telescopio espacial Hubble, ha determinado la edad de la que es la estrella más vieja cuya edad puede medirse con precisión. El resultado ha sido que la edad de la estrella es de 14.500 ± 800 millones de años, mayor que la estimación de la edad del universo, unos 13.800 millones de años. La estrella en cuestión (HD 140283), también llamada “estrella Matusalén,” una gigante roja que se encuentra a una distancia de 190,1 años luz en la constelación de Libra (distancia medida con precisión mediante la técnica de paralaje). En el año 2000 se dató su edad en 16.000 millones de años. Sin embargo, existen algunas cuestiones que podrían aclarar la extrema edad de esta estrella. Nuevos modelos sobre la difusión de helio en el núcleo indican que la penetración del mismo podría ser mayor de la que se piensa, lo que provocaría un menor ritmo de combustión. También la relación oxígeno-hierro en esta estrella es anómala, demasiado grande, por lo que se cree que futuras observaciones que puedan determinar con mayor grado de precisión la abundancia de oxígeno podrían reducir nuevamente la estimación de la edad de la estrella.” El artículo técnico es Howard E. Bond et al., “HD 140283: A Star in the Solar Neighborhood that Formed Shortly After the Big Bang,” Astrophys. J. 765: L12, 2013 [arXiv:1302.3180].

Por cierto, como bien nos recuerda @lahoracero en Twitter, los propios autores escriben “The age of HD 140283 does not conflict with the age of the Universe, given the ±0.8 Gyr uncertainty. The middle and lower panels in Figure 1 illustrate the sensitivity of the age to an increased oxygen abundance. If [O/H] is increased by 0.15 dex,  which is roughly the uncertainty in the measured abundance, the age of HD 140283 is reduced to about 13.8 Gyr. Increasing [O/H] by 0.30 dex reduces the age to ∼13.3 Gyr.”

Medidas de radar del asteroide 2012 DA14 mostrando su rotación

Este vídeo de la NASA muestra la rotación propia del asteroide 2012 DA14 gracias a medidas de radar realizadas por el Sistema de Radar Goldstone de la NASA entre el 15 y el 16 de febrero. La resolución alcanzada fue de 4 metros por píxel, pero se ve perfectamente cómo rota el asteroide con un periodo de unas 8 horas. Conocer en detalle esta rotación es fundamental para predecir su trayectoria futura (debido al efecto YORP, iniciales de Yarkovsky, O’Keefe, Radzievskii, y Paddack) y cuándo retornará a las cercanías de la Tierra.

Cálculo preliminar de la órbita del meteoroide de Chelyabinsk

El viernes pasado, 15 de febrero, un meteoroide de tamaño medio impactó en la atmósfera en la región de Chelyabinsk, Rusia. Tras la entrada en la atmósfera recorrió unos cientos de kilómetros y explotó produciendo una onda expansiva que causó múltiples daños (en humanos, sobre todo, heridas por roturas de cristales). Jorge I. Zuluaga e Ignacio Ferrin (Universidad de Antioquia, Medellín, Colombia) han reconstruido la órbita del meteoroide, que muestra este vídeo de youtube. Obviamente, se trata de una reconstrucción provisional y habrá que esperar algunos meses hasta que se confirme. Los interesados en el artículo técnico disfrutarán con Jorge I. Zuluaga, Ignacio Ferrin, “A preliminary reconstruction of the orbit of the Chelyabinsk Meteoroid,” arXiv:1302.5377, 21 Feb 2013.

Noticias breves de Nature

Hallado el exoplaneta más pequeño (su tamaño está entre el de la Luna y el de Mercurio). Gracias al telescopio espacial Kepler se ha descubierto el exoplaneta Kepler-37b que orbita la estrella Kepler-37, una estrella con un radio 0,770 ± 0,026 radios solares y una masa de 0,802 ± 0,068 masas solares. Los tres planetas Kepler-37b, Kepler-37c y Kepler-37d tienen radios 0,303 0,073 radios terrestres, 0,742 0,083 radios terrestres y 1,99 0,14 radios terrestres, resp., es decir, dos de los tres planetas que orbitan la estrella Kepler-37 son más pequeños que la Tierra, mientras que el tercero es el doble. En el estudio han intervenido investigadores españoles del Centro de Astrobiología (centro del INTA y el CSIC) y del Centro Astronómico Hispano-Alemán (CSIC e Instituto Max Planck). El artículo técnico es Thomas Barclay et al., “A sub-Mercury-sized exoplanet,” Nature AOP 20 Feb 2013. Recomiendo la lectura del artículo divulgativo “Encuentran el exoplaneta más pequeño que se conoce: es menor que Mercurio,” lainformacion.com, 20 Feb 2013, y de Daniel Marín, “Kepler-37b, un planeta más pequeño que Mercurio,” Eureka, Feb. 20, 2013.

La energía eólica crece un 18% en 2012 respecto a 2011. Tanto EEUU como China han instalado unos 13 gigavatios (GW) de instalaciones de energía eólica, de acuerdo con el GWEC (Global Wind Energy Council). La capacidad total instalada alcanza los 282,4 GW, con China a la cabeza con 75,6 GW, más de un cuarto del total. Obviamente, hay que tomar estos números con cuidado, pues se trata de potencia instalada y muchas instalaciones recientes aún no están conectadas a la red. ore than one-quarter (although not all turbines are connected to the grid). Sólo 5,4 GW (el 2% de la capacidad total) son instalaciones eólicas en el mar (la mayoría en el norte de Europa). Nos lo han contado en “Seven days: 15–21 February 2013,” Nature, Feb 20, 2013.

China instala PandaX, un detector de materia oscura a 2500 metros de profundidad. Otro nuevo detector subterráneo de partículas de materia oscura basado en xenón ha sido instalado en China; ya hay tres detectores de este tipo en Italia, EEUU y Japón, ¿realmente es necesario otro más? , PandaX (25 kg Xe) en JinPing (China) aún no ha empezado a tomar datos, pero XENON100 (62 kg Xe) en Gran Sasso (Italia), LUX (350 kg Xe) en Homestake (Dakota, EEUU), y XMASS (835 kg Xe) en el Observatorio Kamioka (Japón) ya los están tomando. Todos tienen planes para su ampliación (hasta toneladas de xenón) en los próximos años. La única ventaja de PandaX es que es el más profundo, luego el más aislado del ruido debido a los rayos cósmicos. ¿Logrará PandaX repetir la hazaña de Daya Bay adelantándose a los demás? Por ahora es pronto para saberlo, pero lo que está claro es que China está apostando fuerte por la investigación básica en física de partículas. Nos lo ha contado Eugenie Samuel Reich, “Dark-matter hunt gets deep. China launches world’s deepest particle-physics experiment — but it joins a crowded field,” Nature 494: 291–292, 21 February 2013.

China es el país con mayores reservas de gas en esquistos bituminosos (shale-oil). Estados Unidos presumía de tener las mayores reservas del mundo de esquistos bituminosos, pero ahora resulta que China le supera (estimó en marzo de 2012 que sus reservas alcanzan los 25 billones de metros cúbicos). El gas está sustituyendo al carbón como combustible barato para producir energía en China, lo que reducirá sus emisiones de CO2. Julio Friedmann del LLNL (Lawrence Livermore National Laboratory), en California, recuerda que ”en Estados Unidos costó 60 años y 200.000 pozos sentar las bases para la revolución de los esquistos bituminosos, sin embargo, China sólo ha perforado 100 pozos y su geología es diferente, por lo que la tecnología de EEUU no es aplicable.” Por ello, hay que ser cauto con estas noticias. Nos lo cuenta Jeff Tollefson, “Geology and infrastructure could impede development,” Nature 494: 294, 21 Feb 2013.

La “revolución del esquito” no es tan bonita como la pintan. Muchos críticos afirman que la producción de gas y petróleo de esquisto está sobrevalorada y que los costos están subestimados. Los estudios más recientes para indicar que los pozos se consumen muy rápido (más del 80% se consume en sólo tres años), luego cualquier estimación de vida útil mayor de varias décadas peca de muy optimista. Para mantener la oferta habrá que perforar nuevos pozos y la tasa de retorno energética caerá de forma estrepitosa (el coste de mantener la producción no se cubre con los beneficios). Según las estimaciones de J. David Hughes (Post arbon Institute, Santa Rosa, California) el pico del petróleo de esquistos se alcanzará alrededor de de 2017 (el del petróleo convencional se supone que se alcanzó en 2005, aunque algunas fuentes aún dudan si se ha superado). Nos lo cuenta J. David Hughes, “Energy: A reality check on the shale revolution,” Nature 494: 307–308, 21 Feb 2013.

Francis en ¡Eureka!: El meteoro que impactó en Rusia y el asteroide que pasó cerca de la Tierra

El audio de la sección ¡Eureka! en La Rosa de los Vientos, Onda Cero, ya está disponible. Si te apetece oírlo, sigue este enlace. Como siempre, una transcripción libre del audio.

El viernes coincidieron el paso de un asteroide cerca de nuestro planeta y el impacto de otro contra la Tierra en los montes Urales, en Rusia. ¿Hay alguna relación entre ambos hechos? No, aunque el viernes por la mañana algunos expertos no estaban seguros y algunos medios publicaron que podría haberla. Todas las dudas se despejaron tras la fotografía que obtuvieron los satélites Meteosat 9 y 10 que mostraba la estela del meteoroide al penetrar en la atmósfera. Se pudo reconstruir muy bien su dirección de entrada y su trayectoria. Al compararla con la del asteroide 2012 DA14, que estaba ya calculada, se observó que provenían de direcciones muy diferentes en el cielo. Si la Tierra fuera una persona que mirara al Sol, el meteoroide vino de cara y el asteroide pasó por la espalda. De hecho, a la hora del impacto estaban separados una distancia de casi medio millón de kilómetros. Además, el asteroide DA14 se mueve relativo a la Tierra a una velocidad de unos 28 000 km/h (7,8 km/s) mientras que el meteoro  se aproximó a más del doble de esa velocidad, unos 65 000 km/h (18 km/s).

¿Qué diferencia hay entre un asteroide, un meteoro, un meteoroide y un meteorito? Un asteroide es una roca que viaja por el espacio, tanto si su diámetro es de kilómetros o sólo unos pocos metros. Un meteoroide es un “asteroide” con menos de 50 metros de diámetro que esté en la vecindad de la Tierra. Cuando el asteroide o meteoroide impacta contra la Tierra y se quema en la atmósfera estamos ante un meteoro, también llamado bólido. Por último, si llegan a caer al suelo trozos del meteoro entonces se habla de meteoritos. Sin embargo, mucha gente habla de meteoroides y meteoritos como si fueran la misma cosa.

¿Por qué los astrónomos no vieron al asteroide (o meteoroide) que se acercaba hacia la Tierra? La razón fundamental es que este meteoroide que cayó  el pasado viernes en Rusia se dirigía hacia la Tierra desde la dirección en la que se encontraba el Sol, por lo que su luz nos cegó y no nos dejó ver su llegada con tiempo suficiente. Además, era un objeto muy pequeño, según la última estimación de la NASA, de unos 17 metros de diámetro, aunque pesaba unas 10 000 toneladas. Puede parecer mucho peso, pero suponiendo que su forma fuera esférica, las 10 000 toneladas corresponde a una densidad de 3,8 g/cm³ similar a la del mineral siderita (carbonato de hierro). Por último, en la actualidad no hay ningún satélite espacial dedicado en exclusiva a buscar este tipo de asteroides pequeños. Hay unos 20 000 con un diámetro superior a los cien metros pero sólo conocemos unos 5 000. Pero se han observado muy pocos con un diámetro menor de 100 metros. Esta es una de las asignaturas pendientes para el programa espacial de la NASA o de la ESA.

En los vídeos de youtube grabados por rusos en sus coches (suelen tener cámaras en el salpicadero para demostrar su inocencia ante las aseguradoras en los accidentes de tráfico) se veían una estela el cielo y luego un gran destello. ¿Cuál es la causa de la estela y el destello? La estela del meteoro o bólido está formada por partículas ricas en monóxido de hierro, dióxido de silicio y dióxido de azufre, que son sustancias incoloras. La estela visible se cree que proviene de la descomposición y posterior oxidación del mineral troilita (sulfuro de hierro), mientras que los destellos más brillantes están causados por la evaporación y oxidación del mineral camacita (aleación de hierro y níquel). El bólido caído en Rusia al penetrar en la atmósfera viajó por la atmósfera unos 32,5 segundos antes de estallar a una altura entre 14 y 20 km. El bólido se mueve a una velocidad supersónica, por lo que se calienta tanto que el material que lo forma se derrite (sufre una ablación) y se comporta como un líquido. La diferencia de presiones en la superficie provoca que se rompa en trozos (como una gota de agua que se rompe en gotitas) y explote. La energía liberada por el meteoro del viernes en su explosión fue equivalente a la de una explosión termonuclear de 500 kilotones (unas 40 bombas de Hiroshima, estimando una explosión de 12,5 kilotones), aunque por suerte tuvo lugar en la alta atmósfera (por encima de 14 km). Aún así, la onda expansiva rompió numerosos cristales en la zona y causó centenares de heridos por culpa de los cristales rotos. El meteoro se fragmentó en trozos pequeños, se cree que uno de ellos creó un agujero de unos 6 metros de diámetro en la cubierta helada del lago Chebarkul, a 50 km de la ciudad de Cheliábinsk, pero aún no se ha sido recuperado dicho fragmento.

Más información en el blog personal de Daniel Marín, “Impacto de un meteorito en Rusia.” También recomiendo leer a Victor R. Ruiz, “Asteroides con derecho a roce,” Naukas, 15 Feb 2013, y Daniel Marín (Eureka Blog), “¿Estamos indefensos ante los asteroides?,” Naukas, 16 Feb 2013.

¿Cuán frecuente es que impacten meteoros contra la Tierra? Todos los días, alrededor de cien toneladas de material interplanetario deriva hacia  la superficie de la Tierra. La mayoría son pequeñas partículas de polvo que han sido liberadas por los cometas cuando se forma su cola tras pasar cerca del Sol (las llamadas estrellas fugaces). Las partículas más grandes se originan como fragmentos de colisión de asteroides ocurridas hace miles de años. Se estima que colisiona con la Tierra un asteroide rocoso con más de 50 metros de diámetro una vez cada siglo (el último fue en Tunguska, Siberia, en 1908). Los asteroides más peligrosos, con más de un kilómetro de diámetro, colisionan con la Tierra una vez cada varios miles de años.

Cambiando de tema.  ¿Cómo fue la observación del paso cerca de la Tierra del asteroide 2012 DA14? Yo lo ví gracias al canal de televisión de la NASA, pero muchos aficionados a la astronomía decidieron verlo con sus propios telescopios. El asteroide no se ve en el mismo lugar del cielo en Málaga que en Madrid, por ejemplo, por lo que es fácil confundirlo con alguna estrella. El asteroide DA14 pasó a unos 27 700 km de distancia de la Tierra, como estaba previsto. Fue observado por muchos telescopios. Se tomaron medidas de su espectro que permitirán determinar su composición y medidas de radar que nos permitirán determinar su forma aproximada. Los resultados aún no han sido publicados. Lo más importante es saber a qué velocidad rota sobre eje, lo que permitirá estimar mejor su trayectoria futura. Los asteroides cercanos a la Tierra se dividen en dos categorías: Apolo y Atón. Los asteroides de tipo Apolo tienen una órbita más grande que la de la Tierra, cuya distancia mínima al Sol es mayor que 1 Unidad Astronómica (radio de la órbita terrestre). Los asteroides de tipo Atón tienen una órbita más pequeña que la de la Tierra. Tras su paso cercano con la Tierra, el asteroide 2012 DA14 que era de tipo Apolo, con un periodo de 368 días (tres días más que nuestro planeta), debido a la gravedad terrestre ha modificado su órbita y ha pasado a ser tipo Atón, con un periodo de 317 días. Volverá a pasar “cerca” de la Tierra (a casi 1 millón de km) el 15 de febrero de 2046.

Recomiendo ver “El mejor vídeo del paso del asteroide 2012 DA14,” Naukas, 17 Feb 2013, de Daniel López (El Cielo de Canarias) que ha sido seleccionado como fotografía astronómica del día, “Asteroid 2012 DA14 Passes the Earth,” APOD, Feb 17, 2013.

Algunos medios han bautizado al asteroide DA14 como el asteroide español, ¿quiénes lo descubrieron? El descubrimiento del asteroide fue realizado en febrero de 2012 por astrónomos del Observatorio Astronómico de Mallorca, que opera los telescopios robóticos de La Sagra (Granada). Se trata de tres telescopios modestos, de sólo 45 centímetros de diámetro. Los grandes proyectos de vigilancia de la NASA  utilizan telescopios de 1 metro de diámetro. La ventaja de los telescopios de La Sagra es que son rápidos y cubren grandes áreas del cielo. Descubrir asteroides antes que la NASA requiere ser inteligente con la estrategia de observación. Los españoles usan un software de detección de asteroides propio que es especialmente rápido y así descubrieron (automáticamente) el asteroide 2012 DA14 cuando se encontraba a 4 300 000 km de la Tierra.

Lo dicho, si te apetece escuchar el audio, sigue este enlace.

Estela del meteoro observada por Meteosat 9 (Fuente: ESA/EUMETSAT).

Nueva solución de la paradoja de Fermi gracias a una versión simple de la ecuación de Drake

Las estimaciones de los parámetros de la ecuación de Drake suelen concluir que hay una alta probabilidad de existencia de civilizaciones inteligentes en nuestra galaxia. La paradoja de Fermi afirma que si existieran, ya deberíamos tener pruebas de su existencia. Hay muchas soluciones de la paradoja de Fermi (50 en FCF+). Un nuevo artículo de Nikos Prantzos (Universidad P. y M. Curie, París) simplifica la ecuación de Drake y la utiliza para resolver la paradoja: solo las civilizaciones que hayan subsistido durante un tiempo suficiente para conquistar toda la galaxia pueden llegar a descubrir otras formas de vida inteligente. Prantzos llama a su solución “versión fuerte de la paradoja de Fermi.” La verdad, me ha gustado el nuevo artículo, cuya lectura fácil recomiendo a todos, aunque como muchos ya sabéis la solución de la paradoja que más me gusta es la de mi amigo y compañero Carlos Cotta (“resolución computacional de la paradoja de Fermi“). El nuevo artículo técnico es Nikos Prantzos, “A joint analysis of the Drake equation and the Fermi paradox,” arXiv:1301.6411, 27 Jan 2013.

Prantzos empieza recordando que la ecuación de Drake corresponde al estado estacionario (o solución de equilibrio) de un problema dinámico en el tiempo. La ecuación dinámica es dN/dt =−N/L, donde N es el número de civilizaciones que han desarrollado una tecnología para comunicarse por radio y L es la duración de la fase de la historia de dicha civilización en la que ha utilizado dicha tecnología. La ecuación de Drake se puede escribir como N= P L, donde P es el ritmo de producción de estas civilizaciones (es decir, el producto de seis de los siete parámetros de la famosa ecuación de Drake). El tiempo no aparece de forma explícita en dicha ecuación, pero es necesario para interpretar valores N<1, que corresponden a un intervalo entre las civilizaciones en el galaxia mayor que la duración media de su fase con comunicaciones de radio. Por cierto, que una civilización deje de comunicarse por radio no implica que se haya podido extinguir, puede haber abandonado dicha tecnología en favor de otras más avanzadas.

Luego continúa simplificando la ecuación de Drake agrupando sus siete parámetros en sólo tres, en concreto, N=R_A f_B L, donde R_A es la tasa de producción de planetas habitantes en la galaxia, f_B representa la fracción de civilizaciones tecnológicas capaces de moverse a escala galáctica (el producto de todos los factores químicos, biológicos y sociológicos necesarios para que una civilización pueda/quiera hacerlo). Obviamente, f_B ≤ 1 (siendo su valor difícil de estimar) y R_A ≤ 0, 1/año (según los resultados de las búsquedas de planetas más recientes). ¿Cuál es la ventaja de reducir siete parámetros a solo tres? Muy fácil, así se puede dibujar el resultado en un plano. Prantzos recomienda el plano f_B versus L) pues el valor R_A = 0,1/año le parece muy razonable y poco discutible. Las dos figuras que abren esta entrada tienen este formato.

Para finalmente atacar la paradoja de Fermi. Substituye el valor N por el número de civilizaciones capaces de conquistar la galaxia (moverse a velocidades entre 0,01 c y 0,1 c (donde c es la velocidad de luz en el vacío) durante un tiempo suficiente para recorrer grandes distancias interestelares). Según sus estimaciones (ver figuras que abren esta entrada), si las N civilizaciones de la galaxia capaces de la conquista emprendieran la búsqueda de otras civilizaciones usando vehículos que alcanzaran 0,1 c, sería necesario que pudieran sobrevivir con dicha tecnología más de 10.000 años (valor de L mínimo) para poder descubrir otras civilizaciones inteligentes en la galaxia. Si te apetece, pues ojear la parte derecha de la figura que abre esta entrada, donde en rojo tienes las curvas de velocidad (0,1 c, 0,01 c, y 0,001 c), en verde el número estimado de civilizaciones (N=1, 100, 10.000 y 1 millón) y sombreados en celeste y naranja las regiones (en función de f_{B y} L) que permiten el contacto entre civilizaciones. Para Prantzos, la zona naranja es la más razonable y explica la paradoja de Fermi pues nuestra civilización aún no ha alcanzado miles de años de viajes interestelares. Prantzos denomina a su solución “versión fuerte de la paradoja de Fermi.”

No quiero entrar en muchos más detalles, pero recomiendo la lectura de su artículo, que está muy bien escrito y presenta muy claramente sus ideas. Todos los aficionados a la ecuación de Drake, la paradoja de Fermi y la búsqueda vida extraterrestre inteligente disfrutarán como críos de su lectura.

La actividad solar y las mareas gravitatorias inducidas por el movimiento planetario

El número de manchas solares muestra una variación cíclica con una periodo de unos 11 años. El astrónomo suizo Rudolf Wolf (1816-1893) estableció una posible relación entre este ciclo y los movimientos de los planetas. George Ellery Hale descubrió que el magnetismo solar daba origen a las manchas y se descartó la idea de Wolf (mucha gente aún la asocia a la astrología). Un nuevo estudio publicado en Astronomy & Astrophysics rescata la idea y la hace renacer con nuevos bríos. José A. Abreu (ETH Zürich Institut für Geophysik, Zürich, Suiza) y sus colegas sugieren que el magnetismo solar está perturbado por el momento angular debido a la fuerza gravitatoria de los planetas en el sistema solar. Han estudiado la variación periódica en los últimos 9400 años de un par de isótopos radiactivos, el berilio-10 y el carbono-14, en testigos de hielo de la Antártida y de Groenlandia. Para su sorpresa, la serie temporal muestra una fuerte correlación con el momento angular total del movimiento de los planetas; más aún, en los últimos 400 años también lo está con la actividad solar (como muestra la figura). Usando métodos de Montecarlo estiman que la probabilidad de que esta correlación sea casual es menor de una parte en un millón. Según Abreu y sus colegas, el momento angular planetario induce una pequeña asfericidad en el sol que afecta a la convección en sus capas interiores y gracias a ella al magnetismo solar. ¿Homeopatía astrológica? Quizás, pero habrá que esperar a futuros estudios mediante simulaciones magnetohidrodinámicas en supercomputadores para comprobar si un efecto tan pequeño puede ser amplificado por la dinámica no lineal asociada a la actividad solar. Por cierto, la teoría convencional explica la variación periódica de la actividad aludiendo al forzamiento estocástico en la dinámica turbulenta del interior del Sol. Si ya tenemos una explicación, ¿para qué queremos una nueva? Lo cierto es que la ciencia avanza gracias a las hipótesis. Nos lo ha contado Paul Charbonneau, “Solar physics: The planetary hypothesis revived,” Nature 493: 613-614, 31 Jan 2013, que se hace eco del artículo técnico de J. A. Abreu, “Is there a planetary influence on solar activity?,” Astronomy & Astrophysics 548: A88, Dec 2012.

Por cierto, entre los autores del artículo se encuentra el investigador Antonio Ferriz-Mas del Grupo de Física Solar del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC) y profesor en la Universidad de Vigo, como nos destacó “Los planetas podrían influir en la actividad magnética del Sol,” IAA (CSIC), SINC, 28 Nov 2012. “El Sol no rota rígidamente, posee una rotación diferencial y las regiones en el ecuador rotan más rápido que las de los polos. Esta rotación diferencial se da tan solo en el 30% más externo del Sol, en la llamada zona de convección, más abajo, en la zona radiativa, la rotación es rígida. Entre ambas zonas existe una capa, la tacoclina, crucial para el almacenamiento y amplificación del campo magnético solar (en ella se localizarían los tubos de flujo magnético que originan las manchas solares que se observan en la superficie). Una tacoclina un poco achatada, sin simetría axial, podría ser influida por los pares de fuerzas debidos al efecto de marea gravitatoria influido por el movimiento de los planetas (un fenómeno parecido a cómo la Luna y el Sol producen las mareas en los océanos terrestres). ¿Este pequeño efecto de marea podría ser suficiente para afectar la capacidad de la tacoclina para almacenar los tubos de flujo magnético?” Habrá que esperar a futuros estudios que apoyen o refuten esta sugerente idea.

EHT, el radiotelescopio que nos permitirá ver Sgr A*, el agujero negro supermasivo de la Vía Láctea

EHT (Event Horizon Telescope) es un radiotelescopio “virtual” del tamaño de la Tierra gracias a la interferometría de muy larga base (VLBI). Se observa un objeto celeste de forma simultánea con un conjunto de radiotelescopios situados en lugares muy distantes entre sí. La radiación de ese objeto es recibida en instantes diferentes en cada radiotelescopio, según su posición sobre la Tierra, formándose un patrón de franjas de interferencia que permite reconstruir la imagen como si se tratase de un único radiotelescopio. Se espera que EHT “fotografíe” el agujero negro supermasivo central de la Vía Láctea, llamado SgrA*, dentro de unos cinco años. SgrA* fue postulado en 1971 y la primera prueba astrofísica de su existencia se obtuvo en 1974; gracias al movimiento de las estrellas que se encuentran cerca de SgrA* se ha podido determinar su masa, unos cuatro millones de masas solares, que está concentrada en una región con una radio menor de 45 UA (la unidad astronómica es la distancia media entre la Tierra y el Sol); por comparar, el afelio de Plutón está a 49 UA (el punto más alejado del Sol). Esta semana se ha celebrado en el Observatorio Steward de la Universidad de Arizona una conferencia sobre EHT (18-20 de enero). Las transparencias de las charlas están disponibles en la web. Más información en Evan Ackerman, “Earth-sized radio telescope to take first pic of black hole,” DVice, Jan 24, 2013 (visto gracias a Iván García Cubero @Wis_Alien).

Francis en ¡Eureka!: No existe la estrella Sirio C

Podéis escuchar el audio de mi sección ¡Eureka! en La Rosa de los Vientos de Onda Cero siguiendo este enlace (y el programa completo aquí, mi sección a partir de las 02:05:00). Como siempre, una transcripción.

La semana pasada en la Tertulia Zona Cero se habló de Sirio C, una hipotética estrella en el sistema estelar binario de Sirio que en 1995, dos astrónomos franceses Daniel Benest y Jean-Louis Duvent predijeron para explicar una anomalía. ¿En qué consistía esta anomalía? Quizás debemos empezar recordando qué es Sirio, la estrella más brillante del cielo nocturno visible desde la Tierra y la quinta más cercana al Sol, a unos 8,6 años luz. Este sistema estelar binario está formada por Sirio A, una estrella blanca de la secuencia principal con una masa de 2,12 ± 0,06 masas solares y un diámetro es 1,711 ± 0,013 veces mayor que el del Sol. Y por Sirio B, una enana blanca con una masa similar al Sol (1,000 ± 0,016 masas solares) y un diámetro similar al de la Tierra. Sirio B rota alrededor de Sirio A con un periodo de 50 años y nació de la explosión de una supernova cuyo precursor era forma progresiva y suave por pérdida de materia [corrección gracias a Fer137] de una estrella de entre 5 y 7 masas solares que ocurrió hace unos 250 ± 20 millones de años. Se estima que el sistema binario de Sirio se formó hace unos 225 ± 25 millones de años. En la década de 1920, se descubrió una anomalía en el movimiento orbital de Sirio B alrededor de Sirio A. Esta fluctuación tiene un periodo de unos 6 años y es lo que trataron de explicar Benest y Duvent en 1995.

Estos astrónomos franceses ofrecieron pruebas de la existencia de Sirio C, ¿en qué consistían estas pruebas? Benest y Duvent en 1995 realizaron un estudio numérico por ordenador con objeto de determinar las propiedades que debería tener Sirio C, caso de existir, para explicar la anomalía observada en la órbita de Sirio B alrededor de Sirio A. Como esta anomalía tiene un periodo de unos 6 años, Sirio C debería tener una masa de 72 veces la masa de Júpiter; sin embargo, con una masa tan grande el sistema estelar triple no sería estable más allá de unos 40 millones de años, pero se estima que tiene más de 200 millones de años. Por ello, Benest y Duvent predijeron una masa menor de unas 50 veces la masa de Júpiter. Aún así, para explicar la anomalía la masa tiene que ser superior a unas 36 masas de Júpiter. Por tanto, Sirio C sería una enana roja o una enana marrón con entre 36 y 50 veces la masa de Júpiter, que rota con un periodo de unos 6,3 años alrededor de Sirio A a una distancia de unas 4,2 unidades astronómicas (algo menos que la órbita de Júpiter alrededor del Sol).

¿Qué han encontrado los astrónomos que han buscado la estrella Sirio C? Se han realizado varias búsquedas de planetas alrededor de Sirio A y Sirio B desde 1999, que han buscado a Sirio C y no la han encontrado. A día de hoy podemos asegurar que Sirio C no existe. El estudio más reciente, publicado en 2011, fue realizado con imágenes de alto contraste obtenidas con el Telescopio Subaru del Observatorio Astronómico Nacional de Japón, que está localizado en el Observatorio Mauna Kea, en Hawaii, y posee un espejo de 8,2 metros de diámetro. Este estudio se realizó utilizando un coronógrafo para tapar la luz de Sirio A y ver la región que le rodea, y permite asegurar con total certeza que no existe Sirio C (de hecho, ninguna estrella con una masa mayor de 12 veces la de Júpiter) sea cual sea la inclinación de su órbita. Si la órbita fuera coplanar a la de Sirio B y Sirio A se puede asegurar con una certeza estadística de 5 sigmas que no hay ningún cuerpo con una masa mayor de 6 masas de Júpiter. Aún así, este estudio no descarta la existencia de planetas con una masa menor de 1,6 veces la masa de Júpiter (planetas de tamaño similar a Júpiter o Neptuno).   

El artículo técnico es C. Thalmann et al., “Piercing the glare: A direct imaging search for planetss in the Sirius system,” The Astrophysical Journal Letters 732: L34, 2011 [arXiv:1104.1427]; hay estudios previos como Daniel J. Schroeder et al., “A search for faint companions to nearby stars using the wide field planetary camera,” The Astronomical Journal 119: 906-922, 2000 [copia pdf gratis].

¿Cómo se puede explicar la anomalía orbital de Sirio B? Todavía no hay una explicación convincente, pero hay varias hipótesis. La más razonable es que ha habido una transferencia de masa significativa entre Sirio A y Sirio B durante su evolución, que quizás aún continúe. Parece como si Sirio A le robara materia a Sirio B (un proceso de acreción). Los estudios de la composición de la atmósfera de Sirio A indican que su composición difiere de la de otras estrellas similares. Por ejemplo, Sirio A es deficiente en carbono y oxígeno, pero tiene nitrógeno en exceso. Además se han observado líneas espectrales de elementos radiactivos con tiempos de desintegración cortos (torio, uranio). La anomalía orbital de Sirio B se podría explicar si este proceso de acreción de materia aún continúa. Pero hay otras hipótesis y se necesitan estudios más detallados para obtener la respuesta definitiva. 

Recomiendo los artículos técnicos de J. D. Landstreet, “Abundances of the elements He to Ni in the atmosphere of Sirius A,” Astronomy & Astrophysics 528: A132, 2011; Marc J. Kuchner, Michael E. Brown, “A Search for Exozodiacal Dust and Faint Companions Near Sirius, Procyon, and Altair with the NICMOS Coronagraph,” Publ. Astron. Soc. Pac. 112: 827-832, 2000 [arXiv:astro-ph/0002043].

Sirio B fue predicha por Wilhelm Bessel en 1844 para explicar una anomalía orbital en Sirio A y fue observada por Clark en 1862. ¿Por qué han fallado los cálculos de Benest y Duvent para predecir Sirio C? La anomalía orbital que permitió el descubrimiento de Sirio B es diferente a la que se usó para predecir la existencia de Sirio C. Muchas estrellas tienen movimiento propio, es decir, se mueven en el cielo. Sirio A se mueve muy rápidamente por el cielo a 1,6 UA/año (unidades astronómicas por año), lo que equivale a un movimiento propio de 1 grado en unos 2700 años. Estará a una distancia mínima al Sol dentro de unos 65.000 años. Friedrich Bessel en Könisberg (ahora Kaliningrado, Rusia) notó en 1834 unas irregularidades en este movimiento de Sirio. En 1844, publicó la hipótesis de que la causa era la fuerza de una compañera invisible, Sirio B. Sin embargo, la anomalía de la órbita de Sirio B, que se observó en los 1920 es más sutil, es como si se acercara y alejara de Sirio A con un periodo de unos 6 años. 

Como siempre, si quieres escuchar el audio de mi sección ¡Eureka! en La Rosa de los Vientos de Onda Cero sigue este enlace (o el programa completo a partir de las 02:05:00).

Coda final: Friedrich Bessel en Könisberg (ahora Kaliningrado, Rusia) notó en 1834 unas irregularidades en el movimiento de Sirio. En 1844, publicó la hipótesis de que la causa era la fuerza de una compañera invisible. Christian Peters, también en Könisberg, publicó en 1851 un cálculo detallado. En 1862, Arthur Auwers, también en Könisberg, y Truman Henry Safford (antes de dejar Harvard para ir a un nuevo observatorio de Chicago). La primera observación fue la noche del 31 de enero de 1862, por Alvan Graham Clark, uno de los hijos del propietario de la fábrica Alvan Clark and Sons, Cambridgeport, Massachusetts, usando su nuevo telescopio de 18,5 pulgadas (el primero de los grandes telescopios de Clark que culminaron con el 40 pulgadas de 1897). La confirmación oficial de la existencia de Sirio B fue obtenida por George Bond en el Harvard College Observatory. Sirio B es 10.000 veces menos brillante y se encuentra a unos 10 segundos de arco. En 1915 se confirmó`que era una estrella blanca (como Sirio A), luego tenía que ser una nueva clase de estrella (una enana blanca). Más detalles de esta historia en N. S. Hetherington, “Sirius B and the gravitational redshift,” Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 21: 246-252, 1980.

Nota dominical: El enigma del color rojizo de Sirio entre los años 800 a.C. y 600 d.C.

En 1760, Thomas Barker, “On the Mutations of Stars,” Philosophical Transactions of the Royal Society, escribió que Arato, Horacio, Cicerón, Séneca y Tolomeo clasificaban a Sirio, la estrella más brillante del firmamento visto desde la Tierra, entre las estrellas rojas más brillantes; Tolomeo las lista su “Almagesto” en el orden Arturo, Aldebarán, Póllux, Antares, Betelgeuse y Sirio. Sin embargo, el astrónomo persa Al Sufi (903-986) no incluyó a Sirio entre las estrellas rojas de la lista de Tolomeo, añadiendo algunas más (entre ellas la débil estrella Algol, que no es roja). Schiaparelli [1] y See [2] nos relatan la historia de estas descripciones de Sirio como estrella “rojiza” en los libros de astrónomos, filósofos y literatos griegos y romanos.

Una historia más moderna y detallada nos la presenta Ceragioli en 1995 [3]. Entre 1760 y 1839, hubo un gran debate sobre el significado de “rojizo” en los textos griegos y romanos. Entre 1839 y 1874, se aceptó que Sirio era la única estrella conocida que había cambiado de color como afirmaba Alexander von Humboldt en su “Kosmos.” Entre 1874 y 1927 se reabrió el debate, sobre todo gracias al artículo de See [2]; a principios del s. XX la mayoría de los astrónomos pensaban que el centelleo de Sirio era el responsable de que hubiera sido clasificada como estrella “rojiza,” pero se descubrieron textos de Mesopotamia, Egipto y Babilonia que también hablaban del color “rojizo” de Sirio. Entre 1927 y 1959 se desarrolló la teoría moderna de la formación y evolución de las estrellas, y desapareció de la escena astronómica la idea de que Sirio una vez fue “roja.” Pero entre 1959 y 1993, astrónomos que desconocían el debate anterior a 1927, redescubrieron los textos que afirmaban la rojez de Sirio y volvió a renacer la idea, cual ave Fénix.

La cuestión de si Sirio fue “roja” o no tiene asociado un grave problema, hay textos de la misma época que afirman que era “roja” y otros que afirman que era azul o blanca. Por ejemplo, Manilio y Avieno afirman que era “azul,” y la mayoría de los textos chinos la describen como “blanca” (Sima Qian, 100 a.C.; Ban Gu, Ban Chao y Ma Xu, 100 d.C.; Liu Biao, 200 d.C.; Li Chun-feng, 646 d.C.) [4]. ¿Por qué en ciertos lugares del mundo veían a Sirio como roja y en la misma época en otros lugares la veían como blanca? Sirio B es una enana blanca resultado de una explosión de una supernova cuyo progenitor era la pérdida de materia forma progresiva y suave [corrección gracias a Fer137] de una estrella progenitora de entre 5 y 7 masas solare una estrella gigante roja de entre 5 y 7 masas solares, ¿podría haber ocurrido esa una explosión tipo supernova hace unos 2000 años? No, todos los datos astrofísicos a la vista de las teorías de la evolución estelar indican que Sirio B es una enana blanca que tuvo que nacer hace no menos de 200 millones de años (p.ej. [5]).

¿Cuál puede ser entonces la explicación del color rojizo de Sirio? Como todas las explicaciones astrofísicas razonables para un cambio de color en los últimos 2000 años han sido descartadas en múltiples y variados estudios, todo indica que la explicación más razonable es un fenómeno atmosférico: el tono rojizo en el cielo cuando la estrella está cerca del horizonte [6]. ¿Por qué un astrónomo tan reputado como Tolomeo calificó a Sirio como estrella roja? Según algunos estudios porque estaba más interesado en el significado astrológico de su color “furiosamente rojo” que en su apariencia física (su color real).

El enigma del color de Sirio seguirá vivo durante mucho tiempo, pero la ciencia tiene claro que Sirio no cambió de color desde cientos de millones de años.

Referencias

[1] G. V. Schiaparelli, “Rubra Canicula, Considerazioni sulla Mutazione di Colore che si dige avvenuta in Sirio,” Atti dell’ I. R. Accademia di Scienze, Littere ed Arti degli Agiati, Serie III. Vol. II, fac. II, anno 1896; Vol. III, Fasc. I, anno 1897, Rovereto.

[2] T. J. J. See, “Historical Researches Indicating a Change in the Color of Sirius Between the Epochs of Ptolemy. 138, and of Al Sûfi, 980, A. D.,” Astronomische Nachrichten 229: 245-271 , 1927 [copia gratis].

[3] R. C. Ceragioli, “The Debate Concerning ‘Red’ Sirius,” Journal for the History of Astronomy 26: 187-226, 1995 [copia gratis].

[4] Jiang Xiao-yuan, “The colour of Sirius as recorded in ancient Chinese texts,” Chin. Astron. Astrophys. 1712: 223-228, 1993 [copia gratis].

[5] J. B. Holberg et al., “Sirius B: A New, More Accurate View,” The Astrophysical Journal 497: 935-942, 1998 [copia gratis].

[6] D. C. B. Whittet, “A physical interpretation of the `red Sirius’ anomaly,” Monthly Notices 310: 355-359, 1999 [copia gratis].

Qué pasó con… la estrella Sirio C

Sirio es la estrella más brillante del cielo nocturno visible desde la Tierra y la quinta más cercana al Sol. Esta estrella binaria está formada por Sirio A (estrella blanca de la secuencia principal con magnitud −1,47) y Sirio B (enana blanca con magnitud 8,44). En 1995, dos astrónomos franceses Daniel Benest y Jean-Louis Duvent publicaron un artículo, cuyo título era una pregunta “¿Sirio es un sistema triple?,” en el que afirmaban que ciertas anomalías orbitales (ver figura de abajo) se podían explicar con la existencia de una tercera estrella, Sirio C, un enana roja o marrón con una masa menor de 50 MJup (masas de Júpiter) y que rotaba alrededor de Sirio A con un periodo de unos 6,3 años; la distancia aparente entre dicha hipotética estrella y Sirio A debería ser de unos 3” (segundos de arco); por comparar, la distancia más cercana entre Sirio A y B es de 4”. El artículo original es D. Benest, J. L. Duvent, “Is Sirius a triple star?,” Astronomy and Astrophysics 299: 621-628, 1995 [pdf gratis].

Todas las búsquedas de Sirio C emprendidas desde entonces han sido infructuosas y desde 2011 sabemos con absoluta seguridad que dicha estrella no existe. No hay ningún objeto con una masa superior a 1,6 MJup (veces la masa de Júpiter) a una distancia mayor de 4″ de Sirio A y ninguno con una masa mayor de 12 MJup a una distancia mayor de 1”. Este resultado fue obtenido gracias a una búsqueda planetas en el sistema binario de Sirio realizada con imágenes de alto contraste obtenidas con el Telescopio Subaru (Observatorio Astronómico Nacional de Japón) localizado en el Observatorio Mauna Kea en Hawaii, cuyo espejo tiene 8,2 metros de diámetro. Se utilizaron los intrumentos IRCS y AO188, descartando 6-12 MJup a 1″, 2-4 MJup a 2″, y 1,6 MJup más allá de 4″, lo que permite refutar con una certeza estadística de 5 sigmas (desviaciones típicas) la existencia de Sirio C. El artículo técnico es C. Thalmann et al., “Piercing the glare: A direct imaging search for planetss in the Sirius system,” The Astrophysical Journal Letters 732: L34, 2011 [arXiv:1104.1427].

Nuevo artículo científico de Brian May (músico y guitarrista de Queen)

Brian May (doctor en astrofísica además de músico) tiene aceptado un artículo en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, con su afiliación como Visiting Researcher en el Imperial College de Londres. El artículo técnico es Michael Rowan-Robinson, Brian May, “An improved model for the infrared emission from the zodiacal dust cloud: cometary, asteroidal and interstellar dust,” Accepted for publication in MNRAS, Jan 2013 [arXiv:1212.4759].

El artículo presenta un nuevo modelo para la emisión infrarroja del polvo interplanetario (o nube zodiacal) detectado por las misiones IRAS (Infrared Astronomical Satellite) y COBE (Cosmic Background Explorer); el modelo permite estimar las contribuciones separadas del polvo cometario (70,4 %), asteroidal (22,2 %), e interestelar (7,5 %) entre la Tierra y Marte (a 1,5 UA del Sol). La nube zodiacal no es polvo primordial de la formación del Sistema Solar, sino que se ha generado por colisiones entre asteroides y pérdida de masa de los cometas. Está formado por partículas de tamaño milimétrico y se observa a simple vista tras la puesta de Sol o antes del amanecer, como un débil resplandor a lo largo de la eclíptica (por ello también es conocido como luz zodiacal). Me he enterado gracias a un tuit de Stan Marsh ‏@RTFM_.

Por cierto, Brian May es investigador visitante en el Imperial College desde el 1 de octubre de 2007 y está trabajando con el grupo de investigación responsable del proyecto ZODIACS, un instrumento que estudia la luz zodiacal. Y por si alguien se lo pregunta, su coautor, Michael Rowan-Robinson, ya jubilado, tiene 70 años y fue el director de su tesis doctoral que está publicada como libro por Springer.

Francis en ¡Eureka!: ¿Un cometa 15 veces más brillante que la Luna?

Cometa C/2012 S1 (ISON) desde mediados de noviembre a mediados de diciembre de 2013. Mapa creado con el software SkyMap de Chris Marriott. Fuente: Astrobot.

Año nuevo y sigo con mi sección ¡Eureka! en La Rosa de los Vientos de Onda Cero. Si te apetece escuchar el último audio, sigue este enlace. Como siempre, una versión por escrito.

En la web de noticias en español de la BBC se ha publicado un artículo que afirma que el año 2013 se observará “un cometa 15 veces más brillante que la Luna.” La noticia se refiere al cometa ISON (cuyo nombre científico es C/2012 S1) [El Navegante; Naukas] que fue descubierto el 21 de septiembre de 2012 por dos astrónomos rusos. Será un cometa rasante al Sol pues su perihelio (el punto de la órbita más cercano al Sol) será de solo 1,8 millones de kilómetros, es decir, el 1,2% de la distancia entre la Tierra y el Sol. Por comparar, el planeta Mercurio está al 39% de esta distancia. El perihelio ocurrirá la noche del 28 al 29 de noviembre de 2013 [datos de Sichii Yoshida] y se espera que su brillo sea todo un récord, pues su magnitud estelar alcanzará un valor negativo entre -13 y -14. Por comparar el brillo de la Luna llena es -12,6. La noticia dice que será 15 veces más brillante que la Luna (magnitud estelar de -15), pero es un valor muy optimista, yo diría solo que será tan brillante como la Luna. Lo más curioso es que si se cumplen las expectativas, será visible a plena luz del día.

¿Se puede ver un cometa que pasará tan cerca del Sol a plena luz del día? Este cometa pasará a una distancia de un grado (1º) del Sol (visto desde la Tierra); por comparar el disco solar tiene un diámetro de medio grado (0,5º) en el cielo. Si alcanza el brillo previsto, podría verse a plena luz del día tapando el Sol con la mano y teniendo un poco de cuidado. Puede parecer sorprendente, pero ha ocurrido muchas veces. En 2007 se observó un cometa a plena luz del día llamado C/2006 P1 (McNaught) el día el 13 de enero en el hemisferio sur, pero estaba más lejos del Sol, a unos cinco grados y medio (5,5º) del Sol. El último cometa visible a la luz del día tan cercano como ISON fue el Gran Cometa de 1843 (C/1843 D1) cuyo perihelio fue más cercano al Sol, a menos de un millón de kilómetros, el 27 de febrero de 1843. El 7 de marzo pudo ser observado a plena luz del día, muy cerca del Sol, a menos de 1º (un grado) del Sol, pero también en el Hemisferio Sur.

¿Se podrá ver el cometa ISON desde España a plena luz del día? A día de hoy es imposible saberlo. No conviene hacerse ilusiones. La mayoría de este tipo de cometas defraudan. Tendría que lograr sobrevivir sin desintegrarse a su perihelio. El último cometa que se vio desde España a plena luz del día fue el famoso Cometa Ikeya-Seki el 21 de octubre de 1965 (fue observable en el cielo diurno en todo el mundo). Su magnitud en el perihelio fue de unos −17, mucho más brillante que la luna llena y más brillante que cualquier otro cometa visto desde 1106. El problema es que no sabemos qué le puede pasar al cometa ISON cuando pase rasante al Sol. El Gran Cometa de 1843 e Ikeya-Seki de 1965 son cometas de tipo Kreutz, es decir, trozos de un gran cometa que se fragmentó hace varios siglos (Heinrich Kreutz fue quien lo descubrió). Sin embargo, ISON pasará por el Sol por primera vez y los cometas primerizos suelen perder mucha materia al acercarse al Sol y por tanto puede bajar mucho su brillo. Si sobrevive y no se rompe en pedazos más pequeños podría ser visible durante el día 29 0 30 de noviembre de 2013 cerca del Sol.

Dice la noticia que pasará cerca de la Tierra el 25 de diciembre, ¿será visible como una estrella de Belén? En su perigeo, cuando esté más cerca de la Tierra, estará a unos 62 millones de kilómetros de la Tierra y tendrá brillo suficiente para ser visto de noche a simple vista, pues su magnitud aparente será de +4. Su perigeo será entre el 25 y el 27 de diciembre, pero no se sabe con seguridad, pues todo depende de lo que pase en el perihelio. Precisar el día concreto tan pronto como un año antes es muy difícil.

¿Qué significa una magnitud estelar de 4? La escala de magnitud estelar es muy antigua, del siglo II y la introdujo Tolomeo (astrónomo de Alejandría) de tal forma que las estrellas más brillantes en el hemisferio norte tienen magnitud 1 y las muy poco visibles a simple vista tienen magnitud 6. Por comparar, la estrella polar tiene magnitud 2 y está en la Osa Menor que tiene forma de cucharón. Las otras dos estrellas del “mango” del cucharón tienen una magnitud de 4. Así que para ver este cometa a simple vista habrá que irse lejos de las ciudades, donde se vea bien el “cucharón” de la Osa Menor.

Lo dicho, si te apetece escuchar el último audio, sigue este enlace.

El radiotelescopio ALMA arroja luz sobre la formación de planetas gigantes gaseosos

Esta imagen compara las observaciones de ALMA con una impresión artística del disco y los chorros de gas en torno a HD 142527. Me encantan las recreaciones artísticas de fenómenos astronómicos, pero en este caso la imagen de ALMA me gusta más que la versión artística. Os recomiendo leer la estupenda noticia “ALMA arroja luz sobre las corrientes de gas que permiten la formación de planetas,” ESO, 2 ene. 2013. “El radiotelescopio ALMA (the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) han captado por primera vez una etapa clave en el proceso de formación de planetas gigantes. Grandes corrientes de gas fluyen a través de un espacio presente en el disco de material que se encuentra alrededor de una estrella joven. Estas son las primeras observaciones directas de estas corrientes, que se cree son originadas por planetas gigantes que toman el gas a medida que crecen. (…) La joven estrella HD 142527 está localizada a más de 450 años luz de la Tierra y se encuentra rodeada por un disco de gas y polvo cósmico (los restos de la nube que dio origen a la estrella). Un espacio vacío divide el disco de polvo en dos partes, una interna y otra externa. Se cree que esta división ha sido moldeada por planetas gaseosos gigantes, de reciente formación, que van despejando sus órbitas a medida que rodean a la estrella. El disco interior se extiende desde la estrella hasta el equivalente a la órbita de Saturno en el Sistema Solar, mientras que el disco externo comienza unas 14 veces más afuera. El disco exterior no rodea a la estrella de manera uniforme, más bien parece una herradura, lo que probablemente ha sido ocasionado por el efecto gravitacional de los planetas gigantes en órbita. Las observaciones de ALMA, en longitudes de onda submilimétricas, no se ven afectadas por la luz de la estrella. “Creemos que hay un planeta gigante oculto dentro, causando cada una de estas corrientes. Los planetas crecen a medida que capturan una parte del gas proveniente del disco exterior, pero ellos dejan escapar otra gran cantidad: el resto del gas lo rebasa y desemboca en el disco interior alrededor de la estrella”, dice Sebastián Pérez, un miembro del equipo, también de la Universidad de Chile. (…) Aún no se han detectado planetas en formación en el disco porque se encuentran inmersos en lo profundo de las corrientes de gas, que son prácticamente opacas. El artículo técnico es Simon Casassus et al., “Flows of gas through a protoplanetary gap,” Nature, AOP 02 Jan 2013.

PS: Una lectura obligada es Daniel Marín, “El nacimiento de un planeta gigante en directo,” Eureka, Ene. 02, 2013. “¿Cómo se forma un planeta gigante? Los modelos nos indican que los gigantes gaseosos como Júpiter o Saturno deben formarse relativamente rápido, en pocos millones de años, a diferencia de los planetas terrestres como la Tierra, cuyo proceso de formación es mucho más lento. O por lo menos, eso es lo que dice la teoría, porque lo cierto es que nadie ha visto directamente un planeta gigante en pleno proceso de formación. O mejor dicho, hasta ahora. El conjunto de radiotelescopios ALMA (Atacama Large Millimetre Array) ha observado la joven estrella HD 142527, situada a 450 años luz de la Tierra, y ha encontrado pruebas directas de la formación de un mundo gigante en su disco protoplanetario.”

Dos chorros de radiación gamma polarizada atraviesan las burbujas de Fermi en el centro galáctico

En el centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, hay un agujero negro supermasivo y varias regiones actividad intensa formación estelar. El telescopio rayos gamma Fermi-LAT observó la emisión de dos grandes burbujas de largo alcance por encima y por debajo del centro galáctico. Se publica en Nature que hay dos grandes chorros linealmente polarizados que emanan del centro galáctico y cruzan las “burbujas de Fermi” con un ángulo de unos 60 grados respecto al plano galáctico. El origen de estos chorros no es el agujero negro supermasivo Sgr A*, sino una región de intensa formación estelar situada a unos 200 parsecs de distancia. Estos chorros transportan una cantidad enorme de energía magnética, unos 10driven) salida desde el centro de la Galaxia 200 parsecs que transporta una gran cantidad de energía magnética, unos 10⁵⁵ ergs, hacia el halo galáctico. La relación entre estos chorros y las burbujas de Fermi todavía no está clara, y no se sabe si estas últimas se originan debido a los primeros. La nueva observación se ha obtenido gracias al estudio S-PASS (S-band Polarization All Sky Survey) que ha construido un mapa de la emisión de radio de todo el hemisferio sur gracias al radiotelescopio Parkes en la frecuencia de 2.307 MHz, con un ancho de banda de 184 MHz y una resolución angular de 9′. El artículo técnico es Ettore Carretti et al., “Giant magnetized outflows from the centre of the Milky Way,” Nature 493: 66–69, 03 January 2013 [arXiv:1301.0512]. En este blog ya hablamos de las burbujas de Fermi en “El procesamiento de los datos del telescopio espacial Fermi y la doble burbuja galáctica de rayos gamma,” 10 noviembre 2010; “Fermi LAT descubre un chorro de rayos gamma que atraviesa el plano de la Vía Láctea,” 15 junio 2012; y “Por qué el satélite Planck no ha hallado la “primera prueba” de la materia oscura, como titula ABC,” 5 septiembre 2012.

Trece galaxias satélite de Andrómeda (M31) se encuentran en el mismo plano que la Vía Láctea

Proyección Aitoff-Hammer alrededor de la galaxia Andrómeda, mostrando 27 galaxias satélites (12 en azul y 15 en rojo) y la Vía Láctea (en amarillo). (C) Nature.

Nadie sabe por qué, pero 13 de las 27 galaxias satélite conocidas de la galaxia Andrómeda (Messier 31) están colocadas en un plano de 12,6 ± 0,6 kpc de grosor inclinado unos 50º respecto a su plano galáctico, más aún, nuestra galaxia, la Vía Láctea, también está en dicho plano; además, todas se mueven en el mismo sentido de giro. Las tres galaxias satélite más jóvenes, que aún están formando estrellas y se encuentran entre 250 y 500 kpc de distancia, también se encuentran en dicho plano. Las simulaciones por ordenador de la formación de galaxias no pueden explicar este extraño fenómeno salvo que sea muy improbable. Este tipo de distribución solo se puede estudiar en galaxias cercanas, pero hay dos ejemplos más: Centaurus A y Messier 81. En el caso de Centaurus A, 22 de sus 24 galaxias satélite que están a menos de 600 kpc de su centro se encuentran en dos planos paralelos separados por unos 280 kpc, estando la galaxia en uno de ellos. Para Messier 81 la situación es menos convincente, pero también muy sugerente. ¿Por qué fallan los modelos teóricos de la formación de galaxias? ¿Qué efecto que no se tiene en cuenta permite explicar estas configuraciones? Nos lo ha contado R. Brent Tully, “Astronomy: Andromeda’s extended disk of dwarfs,” Nature 493: 31-32, 03 January 2013, quien se hace eco del artículo técnico de Rodrigo A. Ibata et al., “A vast, thin plane of corotating dwarf galaxies orbiting the Andromeda galaxy,” Nature 493: 62-65, 03 January 2013 [arXiv:1301.0446].