Primera imagen orbitando Júpiter

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La nave espacial Juno envía su primera imagen desde la órbita de Júpiter PDF Imprimir E-mail
14/7/2016 de JPL

This color view from NASA's Juno spacecraft is made from some of the first images taken by JunoCam after the spacecraft entered orbit around Jupiter on July 5th (UTC). The view shows that JunoCam survived its first pass through Jupiter's extreme radiation environment, and is ready to collect images of the giant planet as Juno begins its mission.

Esta imagen en color de la nave espacial Juno de NASA está realizada a partir de algunas de las primeras imágenes tomadas por JunoCam después de que la nave se insertara en órbita alrededor de Júpiter el pasado 5 de julio. La imagen demuestra que Juno sobrevivió su paso a través del ambiente de radiación extremo de Júpiter y está lista para tomar imágenes del planeta gigante cuando Juno empiece su misión científica. Crédito: NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS.

La cámara JunoCam a bordo de la misión Juno está operativa y enviando datos tras la llegada el 4 de julio de la nave a Júpiter. La cámara de luz visible de Juno fue puesta en marcha seis días después de que Juno encendiera su motor principal y se colocara en órbita alrededor del mayor habitante planetario de nuestro Sistema Solar. Las primeras imágenes en alta resolución del gigante de gas Júpiter todavía tardarán algunas semanas.

“Esta escena de JunoCam demuestra que ha sobrevivido a su primer paso a través del ambiente de radiación extrema de Júpiter sin degradación alguna y que está preparada para enfrentarse a él”, afirma Scott Bolton (Southwest Research Institute). “Estamos ansiosos por ver la primera imagen de los polos de Júpiter”.

La nueva panorámica fue obtenida el 10 de julio de 2016 cuando la nave se hallaba a 4.3 millones de kilómetros de Júpiter en el extremo más alejado de su órbita de captura inicial de 53.5 días. La imagen en color muestra estructuras atmosféricas, incluyendo la famosa Gran Mancha Roja,  y tres de las cuatro mayores lunas: Io, Europa y Ganímedes, de izquierda a derecha en la imagen.

“JunoCam continuará tomando imágenes mientras recorremos esta primera órbita”, comenta Candy Hansen (Planetary Science Institute). “La primera imagen en alta resolución del planeta serán tomadas el 27 de agosto cuando Juno realice su próximo paso cercano a Júpiter”.

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Actualizado: http://observatori.uv.es/index.php?option=com_content&view=article&id=7700%3Ala-nave-espacial-juno-envia-su-primera-imagen-desde-la-orbita-de-jupiter&catid=52%3Anoticosmos&Itemid=74&lang=es

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Manchas solares desafía a la teoría

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La aparición lenta de manchas solares desafía a la teoría PDF Imprimir E-mail
14/7/2016 de Max Planck Institute for Solar System Research (MPS) / Science Advances

Solar active region as seen by the Helioseismic and Magnetic Imager on board the NASA Solar Dynamics Observatory. The dark circular regions are sunspots; these regions of strong magnetic field are dark as they are cool. The image of Earth is shown for scale.

Regiones activas solares observadas con el instrumento HMI a bordo del Observatorio de Dinámica Solar. Las regiones circulares oscuras son manchas solares. Estas regiones de campo magnético intenso son oscuras porque están frías. La imagen de la Tierra se muestra para dar idea de la escala. Crédito: MPS / NASA/SDO / GDC-SDO / DLR.

Las regiones solares activas consisten en manchas solares fuertemente magnéticas y regiones con un campo magnético más difuso que las rodean. Estas regiones son el origen de la actividad solar que controla la meteorología espacial y produce bellos fenómenos como las auroras, aunque en algunos casos puede también dañar satélites o redes eléctricas. Se piensa que las regiones solares activas son el resultado de concentraciones de flujo magnético – haces de líneas del campo magnético – que surgen desde las profundidades del interior solar y traspasan la superficie. Un equipo de investigadores ha demostrado que esas concentraciones del flujo magnético se desplazan hacia arriba por el interior solar a velocidades de no más de 150 metros por segundo. Esto es mucho más lento de lo predicho por el modelo aceptado actualmente. Para su estudio compararon observaciones de satélite y simulaciones por computadora.

Una señal clara de una concentración de flujo magnético que traspasa la superficie del Sol son las regiones con campos magnéticos de polaridad opuesta. Estas polaridades son visibles claramente en mapas magnéticos obtenidos por el instrumento Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) a bordo del Observatorio de Dinámica Solar de NASA. Los investigadores emplearon estas imágenes para identificar regiones activas y determinar el momento en que emergen. Las imágenes en luz visible de la superficie solar tomadas por el HMI permiten medir flujos horizontales alrededor de las regiones activas identificadas. Los astrónomos estudiaron los flujos de plasma de la superficie asociados con regiones activas emergente utilizando dos métodos: siguieron el movimiento de los patrones de brillo de escala pequeña y también la propagación de ondas de presión.

Al mismo tiempo, el coautor Matthias Rempel (High Altitude Observatory, Boulder, USA) realizó simulaciones por computadora de concentraciones de flujo magnético aflorando desde el interior solar e interaccionando con magnetoconvección (el movimiento turbulento del plasma) bajo la superficie.

Comparando estas simulaciones por computadora y las observaciones de los flujos de la superficie, los científicos demostraron que las concentraciones de flujo magnético no pueden elevarse más rápido que la velocidad convectiva subsuperficial local, que es de unos 150 metros por segundo a una profundidad de 2000 km bajo la superficie. Esto contradice el mejor modelo actual de que dispone, que predice una velocidad de emergencia de unos 500 metros por segundo a la misma profundidad. “Estos resultados muestran que la teoría dominante debe de ser modificada para incluir el efecto de la convección en el interior solar”, concluye Aaron Birch (Max Planck Institute for Solar System Research).

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Actualizado ( Jueves, 14 de Julio de 2016 10:09 )   http://observatori.uv.es/index.php?option=com_content&view=article&id=7699%3Ala-aparicion-lenta-de-manchas-solares-desafia-a-la-teoria&catid=52%3Anoticosmos&Itemid=74&lang=es

2016 será un año más largo

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El año 2016 será un segundo más largo PDF Imprimir E-mail
14/7/2016 de USNO

 

teh vlbi technique

Diagrama que muestra cómo funciona la interferometría de larga base (VLBI). Consiste en combinar los datos detectados por varios radiotelescopios que observan un mismo objeto celeste lejano, como un cuásar, teniendo en cuenta la diferencia temporal en la llegada de la señal a cada radiotelescopio. Crédito: NASA.  

El 31 de diciembre de 2016, un segundo “extra” será añadido a los relojes del mundo a las 23 horas, 59 minutos 59 segundos del Tiempo Coordinado Universal (UTC).

Históricamente, la hora está basada en la rotación media de la Tierra relativa a los cuerpos celestes y el segundo fue definido en este sistema de referencia. Sin embargo, la invención de los relojes atómicos permitió definir una escala de tiempos “atómica” mucho más precisa y un segundo que es independiente de la rotación de la Tierra. En 1970, varios acuerdos internacionales establecieron un procedimiento para mantener la relación entre el Tiempo Coordinado Universal (UTC) y UT1, una medida del ángulo de rotación de la Tierra en el espacio.

El Servicio de Sistemas de Referencia y Rotación de la Tierra (IERS) es la organización que monitoriza la diferencia entre las dos escalas de tiempo y decide si hay que añadir o eliminar segundos de UTC  cuando sea necesario para mantener entre ambos sistemas una diferencia menor de 0.9 segundos. Para obtener la UTC se genera primero una escala de tiempo secundaria, el Tiempo Atómico Internacional (TAI), que es básicamente UTC sin segundos extra. Cuando el sistema fue constituido en 1972, la diferencia entre TAI y UTC se determinó que era de 10 segundos. Desde 1972 han sido añadidos 26 segundos adicionales en intervalos que varían entre los seis meses y los siete años, siendo el más reciente el insertado el 30 de junio de 2015. Tras la inserción del segundo extra en diciembre de 2016, la diferencia acumulada entre UTC y TAI será de 37 segundos.

Las medidas muestran que la Tierra, en promedio, va más lenta que la hora atómica, entre 1.5 y 2 milisegundos al día. Estos datos son generados por el USNO utilizando la técnica de la interferometría de larga base (VLBI) empleando radiotelescopios. El VLBI mide la rotación de la Tierra observando la posición aparente de objetos lejanos cercanos al límite del universo observable. Estas observaciones demuestran que después de entre 500 a 759 días, la diferencia entre la hora dada por la rotación de la Tierra y la hora atómica será de aproximadamente un segundo. En lugar de permitir que esto ocurra, se introduce un segundo para mantener las dos escalas próximas una a la otra. Podemos cambiar fácilmente la hora de un reloj atómico pero no es posible alterar la velocidad de rotación de la Tierra para que se ajuste a la de los relojes atómicos.

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Un estallido estelar nos permite ver la línea de nieve del agua

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Un estallido estelar nos permite ver la línea de nieve del agua PDF Imprimir E-mail
14/7/2016 de ESO / Nature

 

Ilustración de la línea de nieve del agua alrededor de la joven estrella V883 Orionis

 

Ilustración de la línea de nieve del agua alrededor de la joven estrella V883 Orionis, tal y como la ha detectado ALMA. Créditos: A. Angelich (NRAO/AUI/NSF)/ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

El conjunto de antenas ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) ha realizado la primera observación en la que se logra resolver una línea de nieve del agua dentro de un disco protoplanetario. Esta línea marca el lugar en el que la temperatura en el disco que rodea a una estrella joven es lo suficientemente baja como para permitir la formación de nieve. Un impactante aumento en el brillo de la estrella joven V883 Orionis ha calentado la parte interna del disco, haciendo que la línea de nieve del agua surja a una distancia mucho mayor de lo normal para una protoestrella, lo cual ha hecho posible que podamos observarla por primera vez. Los resultados se publican en la revista Nature el 14 de julio de 2016.

Las estrellas jóvenes a menudo están rodeadas por densos discos giratorios de gas y polvo, conocidos como discos protoplanetarios, de los cuales nacen los planetas. El calor de una típica estrella joven de tipo solar hace que el agua que hay dentro de los discos protoplanetarios esté en forma de gas hasta distancias de alrededor de 3 UA de la estrella — menos de 3 veces la distancia media entre la Tierra y el Sol — o alrededor de 450 millones de kilómetros. Además, debido a la presión extremadamente baja, las moléculas de agua pasan directamente del estado gaseoso a formar una pátina de hielo sobre granos de polvo y otras partículas. La región de los discos protoplanetarios en la que tienen lugar las transiciones entre la fase de gas y la sólida se conoce como la línea de nieve.

Pero la estrella V883 Orionis es inusual. Un impactante aumento en su brillo ha empujado la línea de nieve del agua a una distancia de alrededor de 40 UA (unos 6.000 millones de kilómetros, o aproximadamente el tamaño de la órbita del planeta enano Plutón en nuestro Sistema Solar). Este enorme incremento, combinado con la resolución del ALMA en línea de base larga, ha permitido a un equipo dirigido por Lucas Cieza (Millennium ALMA Disk Nucleus y Universidad Diego Portales, Santiago, Chile) hacer las primeras observaciones en las que se logra resolver una línea de nieve del agua en un disco protoplanetario.

La extraña idea de nieve orbitando en el espacio es fundamental para la formación de planetas. La presencia de hielo de agua regula la eficacia de la coagulación de granos de polvo (el primer paso en la formación de planetas). Se cree que los planetas rocosos y pequeños, como el nuestro, se forman dentro de la línea de nieve, donde el agua se evapora. Fuera de la línea de nieve del agua, la presencia de hielo de agua permite la rápida formación de bolas de nieve cósmicas, que finalmente formarán enormes planetas gaseosos como Júpiter.

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Nuevo planeta enano transneptuniano

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Un nuevo planeta enano más allá de Neptuno PDF Imprimir E-mail
13/7/2016 de Canada-France-Hawaii Telescope

 Rendering of the orbit of RR245 (orange line). Objects as bright or brighter than RR245 are labeled. The Minor Planet Center describes the object as the 18th largest in the Kuiper Belt. Credit: Alex Parker OSSOS team.

Ilustración de la órbita de RR245 (línea naranja). Los cuerpos igual de brillantes o más que RR245 están etiquetados. El Centro de Planetas Menores describe el objeto como el décimo octavo mayor del Cinturón de Kuiper. Crédito: Alex Parker OSSOS team.

 

Un equipo internacional de astrónomos ha descubierto un nuevo planeta enano en órbita en el disco de pequeños mundos helados que hay más allá de Neptuno. El objeto nuevo tiene unos 700 km de tamaño y posee una de las mayores órbitas entre los planetas enanos. Designado 2015 RR245 por el Centro de Planetas Menores de la Unión Astronómica Internacional, fue descubierto con el telescopio Canada-France-Hawaii (CFH) instalado en Mauna Kea, Hawái.

“Los mundos helados más allá de Neptuno indican cómo se formaron los planetas gigantes y luego se desplazaron alejándose del Sol. Nos permiten construir la historia de nuestro Sistema Solar. Pero casi todos estos mundos helados son muy pequeños y débiles: es  realmente emocionante encontrar uno suficientemente grande y brillante que nos permita poder estudiarlo con detalle”, comenta Michele Bannister (Universidad de Victoria, British Columbia, Canadá).

La órbita de RR245 lo conduce a más de 120 veces la distancia del Sol a la Tierra. Su tamaño no se conoce con precisión, ya que es necesario medir con más detalle las propiedades de su superficie. “Es o pequeño y brillante o grande y débil”, afirma Bannister.

La gran mayoría de los planetas enanos como RR245 fueron destruidos o arrojados del Sistema Solar en el caos que se produjo cuando los planetas gigantes se desplazaron hacia afuera, colocándose en sus posiciones actuales. RR245 es uno de los pocos planetas enanos que sobrevivió hasta el día de hoy, junto con Plutón y Eris, los planetas enanos mayores conocidos. RR245 ahora gira alrededor del Sol entre la población que queda de decenas de miles de mundos transneptunianos mucho más pequeños.

Tras cientos de años a más de 12 mil millones de kilómetros (80 unidades astronómicas, UA)  del Sol, RR245 está viajando hacia su punto de acercamiento máximo a 5 mil millones de kilómetros (34 UA), al que llegará en 2096. RR245 ha permanecido en esta órbita altamente elíptica durante al menos los últimos 100 millones de años. Como sólo ha sido observado durante un año de los 700 que tarda en completar una órbita alrededor del Sol, todavía se desconoce de dónde procede y cómo evolucionará lentamente la órbita en el futuro lejano. Su órbita precisa será refinada durante los próximos años, recibiendo un nuevo nombre que el equipo de descubridores puede sugerir a la Unión Astronómica Internacional.

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Actualizado ( Miércoles, 13 de Julio de 2016 10:21 )   http://observatori.uv.es/index.php?option=com_content&view=article&id=7695%3Aun-nuevo-planeta-enano-mas-alla-de-neptuno&catid=52%3Anoticosmos&Itemid=74&lang=es

El azul como indicador

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El azul es un indicador de las explosiones de supernova de las primeras estrellas PDF Imprimir E-mail
13/7/2016 de Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU) / The Astrophysical Journal

Artist's conception of evolution of metal-poor and “metal-rich” supernovae at different phases and simulated light curves from shock breakout (ultraviolet) through plateau (red, green and blue colors) to exponential decay. Both shock breakout and “plateau” phases are shorter, bluer, and fainter for metal-poor supernova in comparison with “metal-rich” supernova. (Credit: Kavli IPMU)

Ilustración de artista de la evolución de supernovas pobres y ricas en metales y las curvas de luz simuladas desde el destello inicial (ultravioleta) a la caída exponencial. Tanto el destello como la fase plana son más cortas, más azules y menos brillantes en supernovas pobres en metales que en las ricas. Crédito: Kavli IPMU.

 

Una colaboración internacional de astrónomos ha descubierto que el color de las supernovas durante una fase específica de su evolución podría ser utilizado como un indicador que permitiera identificar las supernovas más lejanas y viejas del Universo, de más de 13 mil millones de años de edad.

Durante 100 millones de años tras el Big Bang, el Universo fue oscuro y estaba lleno de hidrógeno y helio. Entonces aparecieron las primeras estrellas y los elementos más pesados que el helio (llamados “metales” en la jerga astronómica) fueron creados por reacciones de fusión termonuclear dentro de las estrellas. Estos metales fueron repartidos por  las galaxias gracias a explosiones de supernova. El estudio de la primera generación de supernovas permite echar un vistazo a cómo era el Universo cuando las primeras estrellas y agujeros negros supermasivos se formaron, pero hasta ahora ha sido difícil distinguir una supernova de primera generación de una supernova ordinaria.

Un nuevo estudio, dirigido por Alexey Tolstov, ha identificado diferencias características entre ellas después de experimentar con modelos de supernovas basados en estrellas extremadamente pobres en metales, virtualmente sin metales. Estas estrellas son buenas candidatas puesto que conservan su composición química cuando se forman.

Al igual que las demás supernovas, la luminosidad de las supernovas pobres en metales muestra un característico crecimiento del brillo hasta alcanzar un pico, tras el cual sigue un descenso. El fenómeno empieza cuando una estrella explota con un gran destello, causado por una onda de choque que emerge de la superficie de la estrella progenitora tras la fase de colapso del núcleo. Al destello sigue una fase “plana” de luminosidad casi constante que dura varios meses, antes de una lenta caída exponencial.

Los investigadores calcularon las curvas de luz de las supernovas pobres en metales producidas por estrellas supergigantes azules y las supernovas “ricas” en metales de estrellas supergigantes rojas. Tanto el destello inicial como la fase plana son más cortos y azules en el caso de supernovas pobres en metales en comparación con las ricas en metales. Los astrónomos concluyeron que el color azul podría ser utilizado como indicador de que el progenitor tiene una metalicidad baja.

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Actualizado ( Miércoles, 13 de Julio de 2016 10:20 )  http://observatori.uv.es/index.php?option=com_content&view=article&id=7696%3Ael-azul-es-un-indicador-de-las-explosiones-de-supernova-de-las-primeras-estrellas&catid=52%3Anoticosmos&Itemid=74&lang=es

Enjambre de objetos de baja masa

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Inesperada presencia de un enjambre de objetos de baja masa en Orión PDF Imprimir E-mail
13/7/2016 de ESO

Esta espectacular imagen de la región de formación estelar de la nebulosa de Orión está formada por múltiples exposiciones obtenidas con la cámara infrarroja HAWK-I, instalada en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, en Chile. Esta es la visión más profunda jamás obtenida de esta región y revela más objetos débiles de masa planetaria de lo esperado.

Esta espectacular imagen de la región de formación estelar de la nebulosa de Orión está formada por múltiples exposiciones obtenidas con la cámara infrarroja HAWK-I, instalada en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, en Chile. Esta es la visión más profunda jamás obtenida de esta región y revela más objetos débiles de masa planetaria de lo esperado. Crédito: ESO/H. Drass et al.

 

Utilizando el instrumento HAWK-I, instalado en el telescopio VLT (Very Large Telescope) de ESO, en Chile, se ha podido bucear en las profundidades del corazón de la nebulosa de Orión como nunca antes se había hecho. La espectacular imagen revela, aproximadamente, diez veces más enanas marrones y objetos aislados de masa planetaria de los conocidos hasta ahora. Este descubrimiento plantea desafíos al argumento, ampliamente aceptado hasta ahora, que explicaba la historia de la formación estelar en Orión.

Un equipo internacional ha utilizado el potente instrumento infrarrojo HAWK-I, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, para producir la imagen más profunda y completa de la nebulosa de Orión obtenida hasta la fecha. Esto no solo ha dado como resultado una imagen de espectacular belleza, sino que se ha descubierto una gran abundancia de tenues enanas marrones y de objetos aislados de masa planetaria. La presencia de estos cuerpos de baja masa proporciona una nueva e interesante información sobre la historia de la formación estelar dentro de la propia nebulosa.

Amelia Bayo (Universidad de Valparaíso, Valparaíso, Chile; Instituto Max-Planck de  Astronomía, Königstuhl, Alemania), coautora del nuevo artículo y miembro del equipo de investigación, explica por qué esto es importante: “Para poder limitar las teorías actuales sobre formación estelar es muy importante comprender y conocer cuántos objetos de baja masa se encuentran en la nebulosa de Orión. Ahora somos conscientes de que la manera en que se forman estos objetos de muy baja masa depende de su entorno”.

Esta nueva imagen ha causado revuelo porque revela una inesperada riqueza de objetos de baja masa, lo que a su vez sugiere que la nebulosa de Orión puede estar formando, en proporción, muchos más objetos de baja masa que otras regiones de formación estelar más cercanas y menos activas. Estas observaciones también sugieren que el número de objetos de tamaño planetario podría ser mucho mayor de lo que se pensaba. Aunque la tecnología para observar fácilmente estos objetos aún no existe, el futuro E-ELT (European Extremely Large Telescope) de ESO, que comenzará sus operaciones en 2024, está diseñado para perseguir objetivos como este.

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Actualizado ( Miércoles, 13 de Julio de 2016 10:19 )  http://observatori.uv.es/index.php?option=com_content&view=article&id=7697%3Ainesperada-presencia-de-un-enjambre-de-objetos-de-baja-masa-en-orion&catid=52%3Anoticosmos&Itemid=74&lang=es