Enseñanza y Divulgación

Dónde deberíamos de buscar vida

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Dónde deberíamos de buscar vida

por Amelia Ortiz · Publicada 30 abril, 2018 ·
30/4/2018 de AAS / The Astrophysical Journal


Ilustración de artista de un planeta tipo Tierra en la zona habitable de una estrella. Crédito: NASA Ames/SETI Institute/JPL-Caltech.

La palabra “habitabilidad” tiene muchos significados diferentes y es fácilmente malinterpretada. Sólo porque un planeta se encuentre en la zona habitable de una estrella, por ejemplo, no significa que sea necesariamente capaz de mantener vida.

Esta ambigüedad, según Manasvi Lingam y Abraham Loeb (Harvard University y Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) nos exige que sigamos una estrategia concreta en la búsqueda de vida primitiva fuera de nuestro Sistema Solar.

Para averiguar qué estrellas son los objetivos óptimos, Lingam y Loeb sugieren un método basado en un análisis estándar de coste-beneficio, común en economía. Aquí lo que se contrapone es el coste de una misión de estudio de exoplanetas frente al beneficio de diferentes tipos de estrellas objetivo. En particular, Lingam y Loeb comparan el beneficio de apuntar a estrellas de tipo solar en lugar de a estrellas de cualquier otra masa, como las de tipo M de masa baja, populares en los sondeos actuales de exoplanetas.

Existen cada vez más pruebas de que la habitabilidad de planetas tipo Tierra alrededor de enanas M podría ser mucho menor que en sus contrapartidas alrededor de estrellas tipo Sol. Por tanto, Lingam y Loeb argumentan que las misiones de búsqueda de exoplanetas deberían centrarse en estrellas tipo Sol de nuestra Galaxia para tener las mejores oportunidades de detectar vida de modo eficiente fuera de nuestro Sistema Solar.

[Fuente]

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Noticias del Cosmos

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Desde el 21 de marzo al 12 de Abril “Noticias del Cosmos” editado por Amelia Ortiz desde la Universidad de Valencia no emitirá las noticias acostumbradas de lunes a viernes, por razones de fuerza mayor, que incluye los feriados típicos valencianos, el de Semana Santa y su viaje a Japón.

La naturaleza elemental de Cassiopeia A

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Chandra revela la naturaleza elemental de Cassiopeia A

por Amelia Ortiz · Publicada 14 diciembre, 2017 ·
14/12/2017 de Chandra


Ubicación de los elementos en Cas A: silicio (rojo), azufre (amarillo) calcio (verde) hiero (púrpura). El anillo exterior azul es la onda expansiva de la explosión. Crédito: NASA/CXC/SAO.

¿De dónde proceden la mayoría de los elemento esenciales para la vida en la Tierra? La respuesta: del interior de hornos estelares y de las explosiones que marcan el final de la vida de algunas estrellas. Los astrónomos han estudiado durante mucho tiempo estrellas que explotaron y lo que queda de ellas, para comprender mejor cómo las estrellas producen y dispersan muchos de los elementos observados en la Tierra y en el cosmos en general.

Debido a su estado de evolución único, Cassiopeia A (Cas A) es el más estudiado de estos restos de supernovas. Una nueva imagen del observatorio de rayos X Chandra de NASA muestra la ubicación de diferentes elementos en los restos de la explosión: silicio (rojo), azufre (amarillo), calcio (verde) y hierro (púrpura). Cada uno de estos elementos produce rayos X en intervalos de energía estrechos, permitiendo la creación de mapas de su posición. El anillo exterior azul es la onda expansiva de la explosión.

Los datos de Chandra indican que la supernova que produjo Cas A ha quemado una cantidad prodigiosa de ingredientes cósmicos clave. Cas A ha dispersado el equivalente a 10 000 veces la masa de la Tierra en azufre solamente y unas 20 000 veces la masa de la Tierra en silicio. El hierro de Cas A tiene una masa equivalente a la de 70 000 veces la de la Tierra y los astrónomos detectan un asombroso millón de masas terrestres de oxígeno siendo expulsado al espacio desde Cas A, equivalente a unas tres veces la masa del Sol.

Los astrónomos han hallado otros elementos en Cas A además de los mostrados en la nueva imagen de Chandra. Carbono, nitrógeno, fósforo e hidrógeno han sido detectados también utilizando varios telescopios que observan las diferentes partes del espectro electromagnético. Combinados con la detección del oxígeno, esto significa que todos los elementos necesarios para construir ADN, la molécula que transporta la información genética, se encuentran en Cas A.

[Fuente]

Las profundidades de la Gran Mancha Roja

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Juno explora las profundidades de la Gran Mancha Roja de Júpiter

por Amelia Ortiz · Publicada 12 diciembre, 2017 ·
12/12/2017 de JPL

Los vientos alrededor de la Gran Mancha Roja de Júpiter aparecen simulados en esta imagen tomada por JunoCam, que ha sido animada utilizando un modelo de los vientos. Este modelo, llamado campo de velocidades, ha sido deducido a partir de datos tomados por la nave espacial Voyager de NASA y telescopios instalados en tierra. Crédito: NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Gerald Eichstadt/Justin Cowart.

Datos tomados por la nave espacial Juno de NASA durante su primer paso sobre la Gran Mancha Roja de Júpiter en julio de 2017 indican que esta estructura icónica penetra a gran profundidad entre las nubes. Otros resultados de la misión incluyen que Júpiter posee dos zonas de radiación desconocidas anteriormente.

“Una de las cuestiones más básicas sobre la Gran Mancha Roja de Júpiter es ¿qué profundidad tienen las raíces?”, señala Scott Bolton (Southwest Research Institute). “Los datos de Juno indican que la tormenta más famosa del Sistema Solar es casi una vez y media más ancha que la Tierra y posee raíces que penetran hasta una profundidad de 300 km en la atmósfera del planeta”.

“Juno ha descubierto que las raíces de la Gran Mancha Roja penetran a entre 50 y 100 veces mayor profundidad que los océanos de la Tierra y son más templadas en la base que en la parte superior”, explica Andy Ingersoll (Caltech). “Los vientos están asociados con las diferencias de temperatura y el calor en la base de la mancha explica los feroces vientos que vemos en la parte superior de la atmósfera”.

Juno también ha detectado una nueva zona de radiación, justo por encima de la atmósfera del gigante de gas, cerca del ecuador. La zona incluye iones de alta energía de hidrógeno, oxígeno y azufre desplazándose a casi la velocidad de la luz.

[Fuente]

Calentamiento por marea en mundos helados

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Un baile orbital podría ayudar a la conservación de los océanos en mundos helados

por Amelia Ortiz · Publicada 4 diciembre, 2017 ·
4/12/2017 de NASA / Icarus

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Imagen en color compuesta y con color realzado de Plutón (abajo derecha) tomada por la nave New Horizons de NASA el 14 de julio de 2015. Plutón y Caronte se muestran con sus tamaños relativos correctos, pero su separación real no se muestra a escala. Crédito: NASA/JHUAPL/SwRI.

El calor generado por la atracción gravitatoria de lunas formadas a partir de colisiones masivas podría alargar la vida de océanos de agua líquida bajo la superficie de grandes mundos helados de nuestro Sistema Solar exterior, según una nueva investigación de NASA. Esto incrementa en gran medida el número de lugares donde podría encontrarse vida extraterrestre, dado que el agua líquida es necesaria para mantener las formas de vida conocidas y los astrónomos estiman que hay docenas de estos mundos en nuestro Sistema Solar.

Esto mundos gélidos se encuentran más allá de la órbita de Neptuno e incluyen Plutón y sus lunas. Son conocidos como objetos transneptunianos y son demasiado fríos para albergar agua líquida en sus superficies, donde las temperaturas están por debajo de los -200ºC. Sin embargo, existen indicios de que algunos pueden tener capas de agua líquida bajo sus cortezas heladas. Además de densidades que son parecidas a las de otros cuerpos celestes que se sospecha que tienen océanos subterráneos, un análisis de la luz reflejada en algunos objetos transneptunianos revela señales de hielo de agua cristalino e hidratos de amoníaco. A las temperaturas extremadamente bajas de estos objetos, el hielo de agua toma una forma desordenada, amorfa, en lugar de cristales ordenados típicos de áreas más templadas, como ocurre con los copos de nieve en la Tierra. Además la radiación espacial convierte el hielo de agua cristalino en la variedad amorfa y rompe los hidratos de amoniaco, así que no se espera que vivan durante mucho tiempo en las superficies de los objetos transneptunianos. Esto sugiere que ambos compuestos pueden proceder de un interior de agua líquida que afloró a la superficie, un proceso conocido como criovulcanismo.

La mayor parte del calor de larga duración del interior de los objetos transneptunianos procede de la desintegración de elementos radiactivos que se incorporaron a estos objetos cuando se formaron. Este calor puede ser suficiente para derretir una capa de la corteza helada, generando un océano subterráneo y quizás manteniéndolo durante miles de millones de años. Pero a medida que los elementos radiactivos se van desintegrando en otros más estables, dejan de emitir calor y los interiores de esos objetos se enfrían gradualmente, y cualquier océano subterráneo acaba por congelarse. Sin embargo, la nueva investigación ha hallado que la interacción gravitatoria con una luna puede generar calor adicional suficiente dentro de estos objetos como para alargar de forma significativa la vida de un océano subterráneo.

La órbita de una luna evolucionará en una “danza” gravitatoria con su objeto progenitor para alcanzar el estado más estable posible: circular, alineada con el ecuador de su progenitor y con la luna girando a un ritmo en el que muestre siempre la misma cara hacia el progenitor. Las grandes colisiones entre objetos celestes pueden generar lunas cuando el material queda distribuido en órbita alrededor del cuerpo mayor y se junta para formar una o más lunas bajo su propia gravedad. Dado que las colisiones se producen en una gran variedad de direcciones y velocidades, es poco probable que creen lunas con órbitas perfectamente estables inicialmente. Mientras una luna generada por colisión se ajusta a una órbita más estable, la mutua tracción gravitatoria provoca que los interiores del mundo progenitor y de su nueva luna se compriman y expandan repetidamente, generando fricción que emite calor en un proceso conocido como calentamiento por marea.

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Imagen final de despido de Cassini

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Mosaico de imágenes de Cassini: una despedida de Saturno

por Amelia Ortiz · Publicada 22 noviembre, 2017 ·
22/11/2017 de JPL


Tras más de 13 años en Saturno, y con su suerte echada, la nave espacial Cassini de NASA se despidió del sistema saturnal captando este último mosaico final de Saturno y sus anillos dos días antes de la dramática destrucción de la nave zambulléndose en la atmósfera del planeta. Crédito: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute.

En una apropiada despedida al planeta que fue su hogar durante más de 13 años, la nave espacial Cassini dio una última mirada reposada a Saturno y sus espléndidos anillos durante el tramo final de su viaje, tomando una serie de imágenes que han sido encajadas en un nuevo mosaico.

La cámara de gran campo de Cassini obtuvo 42 imágenes en los colores rojo, verde y azul, cubriendo el planeta y sus anillos principales de un extremo al otro, el pasado 13 de septiembre de 2017. Los científicos reunieron estas instantáneas creando una imagen en color natural. La escena también incluye las lunas Prometeo, Pandora, Jano, Epimeteo, Mimas y Encélado.

[Fuente]