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Actualidad astronómica: el kiosco del astrónomo

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Actualidad astronómica: el kiosco del astrónomo

Área: Espacio — Miércoles, 7 de Septiembre de 2011
Juan Antonio Bernedo nos envía amablemente otra vez un artículo con la actualidad astronómica de los últimos tres meses.
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Fin de una era espacial
El concepto “Transbordador” ya es historia, agotado por la carestía del sistema y los problemas que ha sufrido, sobre todo en cuanto a seguridad. El 1 de junio de 2011 aterrizaba el último transbordador activo, el Endeavour, volviendo de su última misión: la STS-134. En la imagen, el Endeavour es remolcado después de su llegada, para llevarlo a su lugar de exhibición en el Centro de Ciencia de California. Fuente: Ken Kremer.


La tierra tiene un troyano
Se sabe desde hace tiempo que el planeta gigante Júpiter tiene asteroides troyanos. Luego se supo que también tienen Neptuno y Marte, y ahora se ha descubierto que la Tierra tiene uno.
Los asteroides troyanos son cuerpos que se mueven en sincronía con un planeta, siguen su misma órbita, pero adelantados o retrasados 60º respecto al planeta, es decir, en los puntos de Lagrange L4 y L5.
Además de esos puntos, hay otros lugares de equilibrio, en los que la posición de un cuerpo tiende a mantenerse estable en el tiempo respecto al sistema Sol-planeta: L1 (en la línea que une planeta y Sol); L2 (también en esa línea, pero más alejado que el planeta) y L3 (simétrico del planeta respecto al Sol).
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El troyano descubierto está en el punto L4, o más bien en órbita alrededor de ese punto. En el gráfico (que hemos simplificado a dos dimensiones), hemos marcado como más oscura la zona más probable en que se encuentre el troyano en un momento dado, pudiendo acercarse hasta unos 24 millones de km de la Tierra y alejarse hasta casi 300 millones de km. Ilustración: Toño Bernedo.
El troyano, denominado 2010 TK7 tiene una dimensión de unos 300 metros y puede ser un cuerpo capturado, o un resto de la formación del Sistema Solar. Fue descubierto en un rastreo del satélite de infrarrojos de la NASA, WISE, y confirmado mediante el Telescopio de Canadá-Francia-Hawai en Mauna Kea.


Nebulosa del collar
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Esta imagen corresponde a la “Nebulosa del Collar”, una nebulosa planetaria recientemente descubierta. Los puntos luminosos en el collar son zonas densas y calientes de gas, que parecen las joyas del collar, iluminadas por la absorción de la luz ultravioleta de las estrellas centrales.
Efectivamente, el centro, hay dos estrellas que orbitan muy cerca una de otra y que son las que produjeron esta nebulosa también llamada PN G054.2-03.4. Hace unos 10.000 años, una de esas estrellas, al final de su vida se hinchó hasta el punto de envolver a su estrella compañera. Esto aceleró la rotación de la envuelta gaseosa de tal manera que acabó expandiéndose y dispersándose hacia el espacio. La mayor parte del gas salió centrifugado a lo largo del ecuador de la estrella, produciendo un anillo denso. Las partes más brillantes son los nódulos más densos de ese anillo.
En la actualidad, las estrellas centrales giran alrededor del centro común de masas con un periodo de algo más de un día. Esta nebulosa se encuentra a unos 15.000 años-luz de nosotros en la constelación de Sagittta. La imagen original del Hubble, del 2 de julio de 2011, en colores espectaculares (que aquí reproducimos en blanco y negro), está compuesta a partir de tres tomas de la Cámara 3 de Gran Campo a distintas frecuencias: brillo del hidrógeno en azul, oxígeno en verde y nitrógeno en rojo.


La nave Dawn desciende hacia el asteroide Vesta
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Imagen obtenida por la nave Dawn, el 24 de julio de 2011. A la izquierda puede observarse el grupo de tres grandes cráteres, conocidos coloquialmente como “el muñeco de nieve” Fuente: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA.
La nave Dawn ya ha comenzado su descenso en espiral, desde su órbita de captura que estaba a 2.800 km del asteroide hacia la superficie de Vesta. Irá obteniendo datos del asteroide a lo largo de cuatro órbitas, hasta posarse. Allí permanecerá estudiando el asteroide durante un año y en julio de 2012 partirá hacia el planeta enano Ceres, donde llegará en 2015.
Además de la cámara, la Dawn lleva detectores de rayos gamma y de neutrones para medir la energía de las partículas emitidas por la corteza de Vesta y Ceres y espectrómetros de imagen de luz visible e infrarroja para mineralogía.


La primera antena europea en ALMA
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La primera antena europea del Radio-Observatorio ALMA ha llegado a la llanura de Chajnantor, a 5.000 metros de altura para su instalación. Con ella ya son 16 las antenas que están instaladas en su lugar definitivo (de un total de 66), siendo importante ese número porque se podrán comenzar las observaciones de carácter científico.
El viaje de la antena desde su lugar de montaje, el centro de operaciones, se hace mediante un transporte especial que la lleva totalmente montada, probada y ajustada, en un recorrido de sólo unos kilómetros, pero que la eleva 2.100 metros más sobre el nivel del mar, a condiciones de humedad prácticamente cero, muy necesarias para la observación en ondas submilimétricas.


Plutón tiene otra luna
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Las dos imágenes, tomadas con una semana de diferencia por el Telescopio Espacial Hubble, muestran cuatro lunas orbitando el planeta enano y helado Plutón.
La nueva luna, llamada P4 (marcada con un círculo en la imagen), es la más pequeña de las cuatro, con un diámetro entre 13 y 34 km. Por el contrario, Caronte tiene 1.200 km de diámetro; Nix e Hydra, que fueron descubiertas en 2005, tienen entre 33 y 110 km. Tiene una órbita intermedia entre Nix e Hydra y su periodo orbital es de 31 días. Fue captada por primera vez en una foto con la Cámara 3 del Hubble el 28 de junio de 2011 y confirmada la observación el 3 y el 18 de julio de 2011.
P4, Nix e Hydra son tan pequeñas y su brillo es tan débil, que para obtener estas imágenes se precisan largas exposiciones, lo que produce el ruido de fondo de aspecto granulado de la imagen. Las líneas brillantes son defectos de la toma.
Las observaciones de larga exposición se hicieron, en realidad, esperando encontrar algún anillo alrededor del planeta enano y, sobre todo, para ayudar a planificar la llegada en 2015 de la sonda de la NASA “New Horizons” a Plutón.


Nuevos descubrimientos de la sonda Messenger
Desde su entrada en órbita de Mercurio el 18 de marzo de 2011, la nave Messenger ha venido tomando miles de fotografías y datos que nos van dando un conocimiento más profundo del primer planeta del Sol y que parece contradecir las ideas que teníamos hasta ahora sobre este planeta.
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A la izquierda, imagen antigua (1974-1975) obtenida por la Mariner 10, sobre la que se ha marcado el campo ampliado en la fotografía del Messenger, a la derecha. El gran cráter que aparece en ellas es Degas, de 52 km de diámetro, centrado en 37,1ºN 232,8ºE. La alta resolución de la imagen (90m/píxel) muestra el fondo fundido del cráter de impacto y las grietas que se formaron al enfriarse. Fuente: NASA/ Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington.
La primera preocupación del equipo científico de Messenger en cuanto a imagen ha sido la de completar los vacíos en la información que obtuvo la sonda Mariner 10 a mediados de la década de 1970, principalmente en la zona del Polo Norte. Ahora la Messenger ya ha conseguido tener datos de toda la superficie de Mercurio y está mejorando su resolución. Ha descubierto grandes extensiones de planicies en el Norte formadas por depósitos volcánicos. También se aprecian evidencias de deformación tectónica de las planicies y cráteres rellenados por lava. En conjunto, los datos apuntan a una evolución bastante diferente a la de la superficie de la Luna.
Una de esas diferencias es la presencia de gran cantidad de sulfuros en la superficie, que desde telescopios en la Tierra ya parecían haberse detectado. La confirmación del hallazgo, mediante el espectrómetro XRS de la Messenger, supone que el origen de Mercurio, hace unos 4.500 millones de años, podría haber sido distinto de otros planetas terrestres y de la Luna, tal como se pensaba hasta ahora. Además, los gases ricos en sulfuros parecen estar relacionados con un pasado de actividad volcánica explosiva en Mercurio que modeló su superficie.
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Superposición de las imágenes de la superficie, según los datos obtenidos en el segundo sobrevuelo de la Messenger, en octure de 2008 (menos detallado y de aspecto movido, al fondo) y los nuevos datos orbitales de 2011 (parte central mas detallada en primer plano). En esta región de planicies septentrionales hay indicios de actividad volcánica, como cráteres fantasma, que son cráteres más antiguos semienterrados en la planicie por material de emisiones volcánicas más recientes (ver centro de la imagen). Fuente: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington.
Otro objetivo es determinar si hay o no hielo de agua en los polos de Mercurio, puesto que desde telescopios terrestres se detectó la presencia de agua cerca de los polos hace ya dos décadas. Se supuso que podía hallarse en el fondo de cráteres en sombra permanente. Hay que tener en cuenta que, aunque debido a su proximidad al Sol en la zona iluminada el planeta alcanza temperaturas que superan los 400º C, su tenue atmósfera no retiene el calor y las temperaturas en las zonas oscuras pueden ser tan bajas como 170º bajo cero.
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Este mapa de contorno topográfico construido a partir de altímetros láser muestra un cráter cercano al polo sur en tres dimensiones. Los cálculos muestran que la parte más profunda del lado sur del cráter está en sombra permanente, pudiendo haber hielo en él. Fuente: NASA/The Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington.
Ahora, los primeros datos topográficos parecen confirmar esa posibilidad. El área de esos posibles hallazgos es algo mayor que en la Luna y el hielo podría tener algunos metros de profundidad, según mediciones de radar. Queda por confirmar esto mediante los espectrómetros gamma y de neutrones, que pueden detectar materiales helados, cuando se completen las observaciones geoquímicas.
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Las líneas de campo magnético difieren en los polos norte y sur de Mercurio, siendo más abiertas en el polo sur y dejando más expuesta esa zona al bombardeo de partículas cargadas, calentadas y aceleradas por la interacción de la magnetosfera con el viento solar. Esos impactos de partículas en la superficie contribuyen a la generación de la tenue atmósfera y a la “erosión espacial” de los materiales de la superficie, creando así una asimetría norte-sur. Fuente: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington.
Además del Altímetro Láser (MAL) que ha obtenido todos los datos de topografía mencionados, uno de los instrumentos más importantes de la Messenger es su espectrómetro de rayos X (XRS). Se utiliza para detectar la fluorescencia que producen los rayos X emitidos por la corona solar al impactar en Mercurio. Del estudio de esa fluorescencia se deduce la composición química de la superficie.


La nebulosa expulsada de Betelgeuse
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Imagen de la nebulosa alrededor de Betelgeuse, compuesta a partir de tomas de la cámara infrarroja VISIR del telescopio VLT del ESO. La nebulosa, con apariencia de llamaradas que surgen de la estrella, se forma porque la supergigante roja está expulsando materia hacia el espacio. En la imagen, dentro del círculo del interior se muestran las observaciones anteriores, con el puntito central representando la parte visible de la estrella Betelgeuse, con un diámetro cuatro veces y media mayor que la órbita de la Tierra. El círculo negro es la parte brillante enmascarada para permitir ver la nebulosa más débil descubierta anteriormente (ver Kiosco del Astrónomo de octubre-noviembre-diciembre 2009) Fuente: ESO.
Desde Cerro Paranal, en Chile, los astrónomos han logrado fotografiar la nebulosa que hay alrededor de la estrella Betelgeuse con un nivel altísimo de detalle, mediante el espectrómetro y cámara de infrarrojo medio del VLT (VISIR), que proporciona imágenes de difracción limitada y espectroscopia en un rango entre 10 y 20 micras del infrarrojo medio.
Betelgeuse, la supergigante roja en la constelación de Orión, es una de las estrellas más brillantes en el cielo nocturno. También es una de las más grandes, con un tamaño similar a la órbita de Júpiter, casi cuatro veces y media el diámetro de la órbita de la Tierra. La imagen del VLT muestra la nebulosa circundante, mucho más grande que la estrella misma, extendiéndose 60.000 millones de kilómetros desde la superficie de la estrella, lo que equivale a unas 400 unidades astronómicas.
Las supergigantes rojas como Betelgeuse representan una de las últimas etapas en la vida de una estrella masiva. En esta corta etapa de vida, la estrella aumenta su tamaño expulsando sus capas exteriores hacia el espacio a gran velocidad; inmensas cantidades de material (equivalentes a una masa solar) son emitidas en solo unos 10.000 años.
El proceso mediante el cual el material es expulsado de una estrella como Betelgeuse es un conjunto de dos fenómenos. El primero consiste en la formación de grandes columnas de gas que se extienden hacia el espacio desde la superficie de la estrella. Éstas, de tamaño mucho más pequeño que la nebulosa recién fotografiada, fueron detectadas hace dos años con el instrumento NACO del VLT (ver Kiosco del Astrónomo de octubre-noviembre-diciembre 2009).
NACO es un instrumento del VLT que combina el Sistema de Óptica Adaptativa Nasmyth (NAOS) y el Generador de Imágenes y Espectrógrafo en el Infrarrojo Cercano de foco Coudé (CONICA). Permite obtener imágenes con óptica adaptativa, polarimetría por imagen, coronagrafía y espectroscopía en longitudes de onda en el infrarrojo cercano.
El otro proceso, también detectado anteriormente, responsable de la eyección de las columnas de gas es el vigoroso movimiento de convección, que mueve hacia arriba y hacia abajo burbujas gigantes dentro de la atmósfera de Betelgeuse en un proceso similar al del agua hirviendo en una olla.
Los nuevos resultados muestran que las columnas visibles cerca de la estrella probablemente están conectadas a estructuras de la parte exterior de la nebulosa, fotografiadas en el infrarrojo gracias a VISIR. La forma irregular y asimétrica del material expulsado indica que la estrella no perdió sus capas externas de una manera uniforme. Las burbujas de material estelar y las gigantes columnas que éstas originan pueden ser responsables de la apariencia abultada de la nebulosa.
El material visible en la imagen obtenida recientemente probablemente corresponde a polvo de silicato y aluminio. Éste es el mismo material que compone la mayor parte de la corteza de la Tierra y de otros planetas rocosos. En algún momento del pasado distante, una estrella masiva similar a Betelgeuse se extinguió y formó los silicatos que hoy existen en la Tierra.
En la imagen mostrada, que es una figura compuesta, las observaciones previas de las columnas realizadas con NACO son reproducidas en el disco central. La corona circular marcada dentro del punto brillante central tiene un diámetro equivalente a cuatro veces y media la órbita de la Tierra y representa la ubicación de la superficie visible de Betelgeuse. El disco negro corresponde a una parte muy brillante de la imagen que fue enmascarada para poder observar la tenue nebulosa. Las imágenes de VISIR fueron obtenidas a través de filtros infrarrojos sensibles a la radiación en diferentes longitudes de onda. El campo de visión es de 5,63 x 5,63 segundos de arco.


Las “rayas del tigre” de Encelado dan sorpresas
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La última sorpresa de Encelado ha sido consecuencia de las observaciones de la nave espacial Cassini. En 2005 se descubrieron unas emisiones de agua que más tarde se localizaron como provenientes de unas grietas en la zona conocida como las “rayas del Tigre”. El material emitido es hielo de agua, que posiblemente sale de debajo de la superficie de Encelado en forma de “spray” de agua líquida que se congela inmediatamente en el frío espacial. Se cree que la mayor parte del material, que es lanzado a cientos de kilómetros, acaba en órbita alrededor de Saturno, creando el anillo E en el que se mueve Encelado.
El problema es saber por qué el agua bajo la superficie de Encelado es líquida. ¿Hay un mar bajo la superficie de este pequeño satélite de 504 km de diámetro? ¿Por qué no se congela?
Quizá sea por las fuerzas de marea inducidas por Saturno, o el calor interno del núcleo de Encelado u otra cosa distinta.
El análisis de las observaciones de los sobrevuelos de 2008 y 2009 en los que la Cassini llegó a atravesar los “sprays” de agua, desveló que las partículas en los chorros más cercanos a la superficie de Encelado contenían gránulos ricos en potasio y sodio. Esta es la mejor evidencia hallada hasta ahora de la existencia de un mar dentro de Encelado, un océano subterráneo salado. No hay otra forma de explicar el flujo constante a través de las “rayas del tigre” si no hay un suministro de agua enorme bajo la superficie helada de Encelado.
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Zona de las “rayas del tigre” en la superficie de Encelado mostrando las emisiones de agua.
Si existe ese depósito de agua líquida, debe ser bastante masivo, puesto que las distintas plumas emiten un total de 200 kg por segundo, a lo largo de esas largas grietas del polo sur.
Recientemente se ha descubierto que esa región ha estado emitiendo una gran cantidad de calor, aumentando las probabilidades de la existencia del mar interior, así como de una fuente interna de calor.
Lo interesante del asunto es que un mar salado, con productos químicos orgánicos y con una fuente de calor, podría ser un caso de posible existencia de vida.


Cignus X-1: un agujero negro en una supergigante azul doble
Cygnus X-1 es la fuente de rayos X más potente que se puede observar desde la Tierra. La estrella supergigante azul HDE 226868 forma parte de ese sistema binario, en el que el otro componente es un agujero negro.
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Ilustración del sistema binario Cygnus X-1. Las capas externas de la supergigante azul caen hacia el disco de acreción del agujero negro compañero. Los rayos X se emiten desde las regiones internas del disco de acreción. Fuente: NASA.
El estudio, que incluye datos de globos sonda con instrumentos de precisión, cubre la dispersión de rayos X en el polvo del halo del candidato a agujero negro, mediante dos observaciones del Observatorio Espacial CHANDRA con el instrumento HETGS (High Energy Transmission Grating Spectrometer). Mediante 18 modelos diferentes de polvo, incluyendo uno (denominado XLNW) modificado por el equipo investigador, se ha sondeado el medio interestelar entre la Tierra y la fuente X-1. El estudio incluye el cálculo las propiedades de la nube a lo largo de la línea de visión, además del perfil radial del halo, las curvas de luz del halo y su densidad y los mejores resultados se han conseguido eligiendo una parte de todos esos modelos.
Aunque ha sido objeto de muchos estudios durante 50 años, nadie sabe con certeza la distancia a la Tierra a la que se encuentra Cygnus X-1. La mejor estimación es de unos 6.000 años-luz, basada en las observaciones hechas por el satélite Hipparcos. Se sabe que la supergigante variable orbita alrededor de su compañero invisible a una distancia de 0,2 U.A. y se supone que su viento estelar es el responsable de mantener el disco de acreción alrededor del agujero negro. También se sabe que hay un par de chorros que lanzan material al espacio. En el interior, la materia sobrecalentada está emitiendo grandes cantidades de rayos X.
Ahora se ha podido obtener una medida exacta y directa de la distancia a Cygnus X-1, que es de 1,86 (0,1) Kpc, realizando un paralaje trigonométrico mediante la Red de Línea de Muy Larga Base (VLBA). La órbita de la binaria es de 5,6 días y el sentido es contrario al de las agujas del reloj. También se ha medido el movimiento propio de Cygnus X-1 que, si se relaciona con el corrimiento Doppler, nos da su movimiento espacial en tres dimensiones. Corrigiendo la rotación diferencial galáctica, el movimiento propio viene a ser de unos 21 km/s.
Así, se conocen masas, distancias y la inclinación de la órbita de la binaria. Basados en esos datos se ha medido el radio interno del disco de acreción del agujero negro, comparando su espectro continuo con un modelo completamente relativista para un disco fino de acreción. De los datos parece deducirse que aunque la supergigante no llena su lóbulo de Roche, está muy próxima a ello, por lo que parte de su material fluye, de forma asimétrica, fuertemente focalizado hacia el agujero negro, formando el disco de acreción.


Estrellas de tres edades distintas en un mismo cúmulo
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A la izquierda, el cúmulo NGC 6791, a unos 13.300 años-luz de nosotros, en el que se han descubierto tres diferentes poblaciones estelares. Sobre él se ha marcado la zona que aparece ampliada a la derecha, arriba, con la Cámara Avanzada del Hubble, mostrando estrellas de una edad calculada en unos 8.000 millones de años, y unas galaxias que aparecen al fondo. El recuadro de esta imagen se ha ampliado a la derecha, abajo, donde se han marcado estrellas muy débiles: las estrellas enanas azules, de unos 4.000 millones de años de edad, marcadas con un círculo sencillo alrededor y las estrellas enanas más frías, de unos 6.000 millones de años de edad, marcadas con doble circulo. Fuente: NASA, ESA and L.Bedin (STScI)(gráficos añadidos TB).
Durante un siglo se ha venido clasificando los cúmulos estelares por su cantidad de estrellas, su distribución más o menos compacta y el color. Hacia 1927 estas clases se subdividieron para incluir los cúmulos abiertos y globulares. Pero hay algunos que no pueden ser clasificados tan fácilmente.
Por ejemplo hay un caso que ha traído de cabeza a los astrónomos: NGC 6791, uno de los más antiguos y mayores cúmulos abiertos (unas 10 veces mayor que los más comunes, con unas 10.000 estrellas) que está en la constelación de Lyra. Es un cúmulo con estrellas que tienen unos 8.000 millones de años de edad (el doble de edad que nuestro Sol) y con alta metalicidad (el doble de elementos pesados que el Sol). Hace unos 20 años se descubrió que había algunas otras estrellas muy calientes, pero débiles, llamadas “sub-enanas” de unos 6.000 millones de años, pero también se ha descubierto otro tipo de estrellas en este cúmulo que parecen tener unos 4.000 millones de años.
Este tipo de estrellas son consideradas una anomalía, no por sí mismas, sino por el entorno en el que se encuentran. Un cúmulo globular cuenta con estrellas de baja metalicidad, mientras que los cúmulos abiertos suelen tener estrellas ricas en metales. Las estrellas masivas que crean esos elementos pesados tienen vidas cortas y cuando mueren esparcen esos componentes de mayor peso atómico por el espacio. Estos componentes pesados son parte de los materiales de los cuales se formarán nuevas estrellas, así que hay una relación entre la juventud y la cantidad de elementos pesados de una estrella. Hay muchas estrellas de baja masa que sobreviven hoy desde hace muchos miles de millones de años y su estudio aporta información importante sobre evolución estelar.
El estudio de NGC 6791 fue acometido por un equipo del Observatorio de Yerkes de la Universidad de Chicago mediante la confección de un censo de sus estrellas y estudiando sus movimientos propios. Una de sus conclusiones es que varias estrellas luminosas en la llamada rama horizontal clásica del diagrama HR que son más viejas que el cúmulo y que normalmente sólo se encuentran en cúmulos globulares. Las sub-enanas calientes han sido estudiadas y confirmadas como miembros genuinos del cúmulo, pero parecen tratarse de estrellas más azules en la rama horizontal.
No se descarta que las estrellas enanas del tipo más joven sean en realidad de la misma edad que las otras enanas, pero pertenecientes a sistemas binarios, que enmascaren su edad. Eso reduciría el problema a explicar dos edades distintas en el cúmulo en vez de tres.
Esto hace de NGC6791 un caso raro entre los 2.500 cúmulos estelares abiertos y globulares conocidos de la Vía Láctea, puesto que contiene a la vez estrellas viejas y jóvenes de la rama horizontal, lo que supone uno de los grandes retos a nuestra forma de entender como se forman y evolucionan las estrellas.
En otras galaxias se han descubierto tres cúmulos híbridos en 2005, en la Galaxia de Andrómeda: M31WFS C1, M31WFS C2, M31WFS C3. Tienen la misma población estelar y metalicidad que un cúmulo globular, pero se han expandido hasta tener una extensión de cientos de años-luz. Quizá se pueda tratar de galaxias esferoidales enanas, que no existen en la Vía Láctea (o eso creemos) pero que podrían existir en otras. O quizá, como se propone en este artículo, pueda existir un nuevo tipo de cúmulos con características mixtas de cúmulos abiertos y globulares que tengan su origen en la zona del bulbo de la Vía Láctea.
Fuente: Noticia de Hubble 10 julio 2011: STScI-2008-25.
Este artículo aparece publicado en el número del 10 de mayo de 2011 de Astrophysical Journal y una ampliación en el número del 20 de mayo de Astrophysical Journal Letters.


La nave Juno parte hacia Júpiter
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Lanzada por un cohete Atlas V desde cabo Cañaveral el pasado día 5 de agosto de 2011, la nave Juno comenzó su viaje hasta el planeta gigante, que le llevará cinco años y dos meses completar. Su objetivo es entrar en órbita polar alrededor del planeta más grande del sistema Solar y completar 33 órbitas a su alrededor. Después de describir esas órbitas a sólo 4.800 kilómetros sobre las densas nubes de Júpiter, se dejará caer a Juno en la atmósfera de Júpiter, donde se desintegrará.
La sonda tiene previsto estudiar la atmósfera del planeta para determinar su estructura, su origen y evolución para ayudar a comprender la evolución de nuestro propio sistema solar. Además, tiene previsto confeccionar mapas de gravedad, del campo magnético y especialmente de sus auroras en las que se disipan potencias que pueden llegar al millón de Megavatios).
La órbita polar se ha elegido para minimizar los efectos de la radiación emitida por Júpiter.
Los instrumentos que utilizará la Juno son:
JUNOCAM: cámara utilizada para obtener imágenes para todos los proyectos. Obtendrá las primeras fotos de los polos del planeta. Su duración efectiva será sólo de unas 7 órbitas, ya que la radiación de Júpiter puede dañarla.
EXPERIMENTO DE ONDAS DE RADIO Y PLASMA (WAVES): Para el estudio de la magnetosfera y las auroras.
RADIÓMETRO DE MICROONDAS (MWR): Este radiómetro de microondas de seis longitudes de onda, comprendidas entre los 1,3 y 50 cm, estudiará la composición atmosférica y las emisiones de calor del planeta.
ESPECTRÓMETRO Y CÁMARA DE INFRARROJO (JIRAM): Estudiará las auroras y la atmósfera
MAGNETÓMETRO (MAG): Medirá el campo magnético y su variabilidad.
MEDIDOR DE GRAVEDAD: Mediante el análisis del efecto Doppler de sus comunicaciones desde y hacia la Tierra, en bandas X y Ka medirá el campo gravitatorio para determinar cómo es la distribución de masa dentro del planeta.
EXPERIMENTOS DE DISTRIBUCIÓN DE AURORAS JOVIANAS (JEDI), (JADE): Son detectores de partículas energéticas y de plasma. Medirán la cantidad de electrones y la creación de partículas en las auroras.
ESPECTRÓMETRO ULTRAVIOLETA (UVS): Fotografiará y medirá las auroras de Júpiter en luz ultravioleta.
La nave, de unos 3.700 kg de masa, llevará tres grandes paneles, de unos 3 x 9 metros cada uno para asegurar el suministro eléctrico. Hay que tener en cuenta que a la distancia que está Júpiter, la densidad de radiación solar es 25 veces menor que el la Tierra. Se ha asignado a la sonda el nombre mitológico de la esposa de Júpiter, Juno.
A la hora de cerrar esta sección, la nave ya había desplegado correctamente sus paneles solares y se encuentra ya en modo “Crucero Interno 1”, que tiene una duración de 60 días.
De notas de prensa de NASA y página de JUNO del 4 al 8 de agosto de 2011: [1][2],[3].


El telescopio Vista, del ESO, descubre 96 cúmulos abiertos, ocultos en polvo cósmico
El telescopio infrarrojo de sondeo y reconocimiento situado en el Observatorio de ESO en Paranal (VISTA), ha obtenido datos que han permitido descubrir 96 nuevos cúmulos estelares abiertos escondidos hasta ahora por el polvo de la Vía Láctea. Estos cúmulos pequeñísimos resultaron invisibles para otros sondeos anteriores, pero no para los detectores infrarrojos del mayor telescopio de exploración del mundo.
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30 de los 96 cúmulos recién descubiertos con el telescopio VISTA Fuente: ESO-VISTA.
El programa VISTA VARIABLES (VVV) fue puesto en marcha hace un año y es una de las seis tareas de exploración del nuevo telescopio. Los resultados se han publicado en Astronomy & Astrophysics.
La mayoría de estrellas con más de media masa solar se forman en grupos, llamados cúmulos abiertos. Estos son las piezas que forman las galaxias y su estudio es muy importante para conocer la evolución galáctica. Se forman en zonas de gas y polvo, que difunden y absorben la mayor parte de la luz visible que emiten las jóvenes estrellas en formación, haciéndolas indetectables para los rastreos realizados hasta ahora, excepto para el de este telescopio de 4,1 metros, en el infrarrojo.
Por eso el rastreo se lleva a cabo en zonas de formación estelar, en áreas que parecían vacías en rastreos anteriores, en luz visible. Mediante un “software” cuidadoso se ha logrado eliminar las estrellas de primer plano, más cercanas, para poder contar las estrellas propias de cada cúmulo. Posteriormente, se lleva a cabo una inspección visual de las imágenes para medir el tamaño del cúmulo y, para los más poblados, se hacen otras medidas como distancia, edad y la cantidad de enrojecimiento de su luz debido al polvo interestelar entre ellos y nosotros.
La mayor parte de esos cúmulos son muy pequeños, teniendo entre 10 y 20 estrellas, y aparecen muy débiles debido al polvo que los oculta.
Se conocen unos 2.500 cúmulos abiertos en la Vía Láctea, pero se estima que puede haber hasta unos 30.000 más escondidos entre el polvo y gas. Estos 96 nuevos cúmulos pueden ser sólo la punta del iceberg: se ha abierto también la búsqueda de otros cúmulos menos concentrados y más antiguos que deberá dar pronto también sus frutos.


Otro paso importante en la lucha contra la contaminación lumínica
Se ha confeccionado UN MODELO DE ORDENANZAS DE ILUMINACIÓN por el IDA (Asociación de Cielo Oscuro Internacional) en cooperación con la IES (Sociedad de Ingeniería de Iluminación), que tendrá aplicación en Norteamérica. Se clasifica el territorio en: zonas de entornos naturales preservados de iluminación cero (LZ0), hasta zonas densamente habitadas (LZ4). También limita la cantidad de luz para cada propiedad y clasifica las luminarias exteriores según: luz reflejada en el suelo, luz enviada hacia arriba y resplandor disperso. Queda por ver el nivel de aceptación de estas normas por los gobiernos locales y por la industria.


Este artículo ha sido escrito por Juan Antonio Bernedo.

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Thalia