16 de abril de 2014

Cuando las nubes se vuelven rojas

La constelación de Centauro tan sólo puede verse en todo su esplendor desde el hemisferio Sur. Desde las latitudes ibéricas tan sólo puede verse una pequeña parte durante algunas noches de primavera-verano siempre y cuando el horizonte esté lo suficientemente despejado.

En ella destaca sobre todo el cúmulo globular Omega Centauri, visible desde España tan sólo durante unos días, muy al borde del horizonte. Es un cúmulo que merece la pena observar incluso a simple vista.

Gum 41

Pero hoy os voy a hablar de otro objeto. Se llama Gum 41, situado a 7300 años luz en la constelación de Centauro. Fue descubierto por el astrónomo australiano Colin Gum mientras analizaba unas fotografías tomadas desde el Mount Stromlo Observatory (Australia) y la incluyó en su catálogo de nebulosas de emisión.

Imagen de la nube de hidrógeno Gum 41. Créditos: ESO.

En realidad, Gum 47 forma parte de una estructura mayor llamada Nebulosa de Lambda Centauri, conocida por un nombre mucho más esperpéntico: "Nebulosa del Pollo Corredor".

Nebulosa Lambda Centauri, conocida como "Nebulosa del Pollo Corredor". Créditos: ESO.

Nebulosas de emisión

Gum 41 no es la única nebulosa de emisión en Centauro. En esta constelación existen auténticos criaderos de estrellas que se pueden observar como nebulosas brillantes asociadas a estas nuevas estrellas. Cuando la estrella ilumina los restos de la nube de hidrógeno donde se formaron, hace que brillen en esos característicos tonos rojizos.

Nebulosa de la Laguna. Créditos: ESO.

Una de las nebulosas más famosas, y además visible desde la península Ibérica, es la Nebulosa de la Laguna, en la constelación de Sagitario. Por su brillo, puede ser detectada a simple vista. Ahora que llega el verano, la podréis localizar sin problemas en una noche oscura.
Las imágenes de la nube Gum 41, Lambda Centauri y la nebulosa de la Laguna se han creado utilizando datos del instrumento WFI (Wide Field Imager) instalado en el telescopio MPG/ESO de 2,2 metros, en el Observatorio La Silla (Chile).
Notas de prensa:
Estudio en escarlata
A study in scarlet
 
Referencias:
An Angry Bird in the sky
The trilogy is complete


--
¿Te interesa? Sígueme también en Twitter.

12 de abril de 2014

¿Posible exoluna? Creo que no

Titán, Europa, Io y Fobos son algunos de los miembros del olimpo de las lunas de nuestro Sistema Solar. ¿Hay otras lunas por ahí orbitando planetas más allá de nuestro sol? Si las hay, se llamarían exolunas.

Investigadores de la NASA han descubierto evidencias de algo que podría ser una exoluna, y aunque todavía no es posible confirmar su presencia, el hallazgo es considerado como un primer paso de un camino para detectar más. El descubrimiento fue hecho al observar un encuentro casual de objetos en nuestra galaxia.

¿Exoplaneta y estrella marrón o exoplaneta y exoluna? Ese es el misterio... Créditos:NASA/JPL-Caltech.

"No vamos a tener la oportunidad de observar nuevamente el candidato a exoluna", dice David Bennett de la University of Notre Dame en Indiana (Estados Unidos), autor del artículo publicado en la revista Astrophysical Journal. "Pero podemos esperar descubrimientos más inesperados como este", añade.

Detección por microlente gravitatoria

El estudio ha aprovechado las llamadas microlentes gravitacionales, que no dejan de ser alineaciones casuales entre estrellas. Cuando una estrella en primer plano pasa entre nosotros y una estrella más distante, la estrella más cercana puede actuar como una lupa y dar brillo a la luz de la más lejana. Estos fenómenos suelen durar alrededor de un mes.

Si el objeto del primer plano -llamado objeto lente- tiene un cuerpo orbitando a su alrededor, el cuerpo orbitador actuará como una segunda lente para iluminar u oscurecer la luz. Analizando estos cambios de iluminación los astrónomos pueden calcular la masa del objeto lente en relación al cuerpo que la orbita.

El objeto en primer plano puede ser tanto un planeta como una estrella. En el caso de ser un planeta, éste vagaría libremente por el espacio. Si este planeta tiene una luna a su alrededor, los investigadores podrían medir la masa del planeta en relación con su compañera en órbita. Mientras los astrónomos buscan activamente exolunas, hasta el momento no han encontrado ninguna.

En este nuevo estudio, la naturaleza del objeto en primer plano, el objeto lente, no está claro, pero según la publicación científica se trata de una estrella enana marrón ya que en ningún momento se menciona la palabra "exoluna" (exomoon).

El secreto está en la masa

La publicación científica en una de sus conclusiones, se puede leer el motivo por el que no se puede calcular la masa de los objetos:
"Debido a la amplia gama de posibles masas del objeto lente, no tratamos de dar una "estimación óptima". Se podría, en principio, realizar un análisis bayesiano basado en un modelo galáctico, pero en cualquier caso sería necesaria la evaluación (o más probablemente la desestimación) de sus valores [...] Dado que los datos obtenidos han sido calculados sin restricciones, una estimación bayesiana posterior de la masa del objeto lente ofrecería datos no significativos.

Si nos centramos en cómo se puede determinar la masa, algo que se podría hacer es medir el movimiento propio en origen mediante astrometría con OGLE-III (Skowron et al. 2014). Esta estrella (llamada MOA-2011-BLG-262) fue observada por OGLE-III aproximadamente 1300 veces entre el 4 de agosto de 2001 y el 4 de mayo de 2009. Si la fuente se mueve mucho más rápido que las fuentes típicas, debe ser fácil de calcular. En otro caso, habremos de suponer que la lente está cerca de nosotros y, por tanto, es de muy baja masa."
La relación de masas entre el objeto más grande y su compañero, más pequeño, es de 2000 a 1. Con esa relación de masas se podría tratar de una pequeña estrella rodeada de un planeta cuya masa sería de unas 18 veces la masa de la Tierra, pero también cabe una pequeña posibilidad de que se trate de un planeta más masivo que Júpiter junto con un luna menos masiva que la Tierra.

Curva de luz obtenida tras las observaciones astronómicas desde diversos telescopios. Créditos: J.C. Yee et al.

"Una posibilidad es que el sistema de lentes sea un planeta y su luna, que de ser cierto, sería un espectacular descubrimiento", afirma Wes Traub, científico jefe del Exoplanet Exploration Program en el JPL de la NASA en Pasadena (Estados Unidos). "Los modelos de los investigadores apuntan a la solución de la exoluna, pero si simplemente se observa lo ocurrido, lo más probable es que sea una estrella", concretamente una estrella enana marrón.

Habrá que esperar...

En el futuro, sin embargo, podrá ser posible tomar estas medidas de distancia durante los eventos de lente. Por ejemplo, los telescopios espaciales Spitzer y Kepler de la NASA, los cuales giran alrededor del Sol en arrastrados por la Tierra son una gran herramienta para determinar la paralaje y así calcular las distancias.

Este candidato a exoluna, si se confirma, estaría orbitando a un planeta que viaja libremente ya que no se ha observado una estrella a la cual orbite. Este planeta pudo haber sido expulsado de un sistema planetario joven, manteniando su compañera.

Ójala y se trate de una exoluna si alguna vez se logra resolver el misterio. Aunque personalmente, y aunque tengo ganas de que se detecte la primera exoluna, creo que en este caso se trata de una enana marrón y un planeta, y no de un exoplaneta con su exoluna.
El artículo donde se presentan los datos ha sido publicado en la revista Astrophysical Journal el pasado 10 de abril de 2014 bajo el título "MOA-2013-BLG-220Lb: Planetary companion to a possible Brown Dwarf host".

Las observaciones se han realizado con el W.M. Keck Observatory en Mauna Kea (Estados Unidos), el telescopio VISTA del Observatorio Europeo Austral (Chile), el experimento OGLE en Las Campanas Observatory (Chile), el Microlensing Follow-Up Network (MicroFUN) en Cerro Tololo Interamerican Observatory (Chile) y el Robonet Collaboration en Faulkes Telescope South en Siding Spring (Australia).

J.C. Yee (Department of Astronomy de la Ohio State University, Estados Unidos; Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Estados Unidos), C. Han (Department of Physics de la Chungbuk National University, Korea), A. Gould (Department of Astronomy de la Ohio State University, Estados Unidos), J. Skowron (Warsaw University Observatory, Polonia), I.A. Bond (Institute of Information and Mathematical Sciences de la Massey University, Nueva Zelanda), A. Udalksi (Warsaw University Observatory, Polonia), M. Hundertmark (School of Physics & Astronomy de la University of St Andrews, Reino Unido), L.A.G. Monard (Klein Karoo Observatory del Centre for Backyard Astrophysics, Sudáfrica), I. Porritt (Turitea Observatory, Nueva Zelanda), P. Nelson (Ellinbank Observatory, Australia), V. Bozza (Dipartimento di Fisica “E. R. Caianiello” en la Università degli Studi di Salerno, Italia; Instituto Nazionale di Fisica Nucleare en Nápoles, Italia), M.D. Albrow (Department of Physics and Astronomy de la University of Canterbury, Nueva Zelanda), J.-Y. Choi (Department of Physics de la Chungbuk National University, Korea), G.W. Christie (Auckland Observatory, Nueva Zelanda), D.L. DePoy (Department of Physics and Astronomy en la Texas A&M University, Estados Unidos), B.S. Gaudi (Department of Astronomy en la Ohio State University, Estados Unidos), K.-H. Hwang (Department of Physics de la Chungbuk National University, Korea), Y.K. Jung (Department of Physics de la Chungbuk National University, Korea), C.-U. Lee (Korea Astronomy and Space Science Institute, República de Korea), J. McCormick (Farm Cove Observatory del Centre for Backyard Astrophysics, Nueva Zelanda), T. Natusch (Auckland Observatory, Nueva Zelanda; Institute for Radio Astronomy and Space Research, Nueva Zelanad), H. Ngan (Auckland Observatory, Nueva Zelanda), H. Park (Department of Physics de la Chungbuk National University, Korea), R.W. Pogge (Department of Astronomy de la Ohio State University, Estados Unidos), I.-G Shin (Department of Physics de la Chungbuk National University, Korea), T.-G. Tan (Perth Exoplanet Survey Telescope, Australia), F. Abe (Solar-Terrestrial Environment Laboratory en la Nagoya University, Japón), D.P. Bennett (University of Notre Dame, Estados Unidos), C.S.Botzler (Department of Physics de la University of Auckland, Nueva Zelanda), M. Freeman (Department of Physics de la University of Auckland, Nueva Zelanda), A. Fukui (Okayama Astrophysical Observatory del National Astronomical Observatory, Japón), D.Fukunaga (Solar-Terrestrial Environment Laboratory de la Nagoya University, Japón), Y. Itow (Solar-Terrestrial Environment Laboratory de la Nagoya University, Japón), N. Koshimoto (Department of Earth and Space Science de la Osaka University, Japón), P. Larsen (Institute of Astronomy de la University of Cambridge, Reino Unido), C.H. Ling (Institute of Information and Mathematical Sciences de la Massey University, Nueva Zelanda), K. Masuda (Solar-Terrestrial Environment Laboratory de la Nagoya University, Japón), Y. Matsubara (Solar-Terrestrial Environment Laboratory de la Nagoya University, Japón), Y. Muraki (Solar-Terrestrial Environment Laboratory de la Nagoya University, Japón), S. Namba (Department of Earth and Space Science de la Osaka University, Japón), K. Ohnishi (Nagano National College of Technology, Japón), L. Philpott (Department of Physics and Astronomy en la University of British Columbia, Canadá), N.J. Rattenbury (Department of Physics de la University of Auckland, Nueva Zelanda), To. Saito (Tokyo Metropolitan College of Aeronautics, Japón), D.J. Sullivan (School of Chemical and Physical Sciences de la Victoria University, Nueva Zelanda), T. Sumi (Department of Earth and Space Science de la Osaka University, Japón), W.L. Sweatman (Institute of Information and Mathematical Sciences de la Massey University, Nueva Zelanda), D. Suzuki (Department of Earth and Space Science de la Osaka University, Japón), P.J. Tristram (Mt. John University Observatory, Nueva Zelanda), N. Tsurumi (Solar-Terrestrial Environment Laboratory de la Nagoya University, Japón), K. Wada (Department of Earth and Space Science de la Osaka University, Japón), N. Yamai (Department of Physics Faculty of Science de la Kyoto Sangyo University, Japón), P.C.M. Yock (Department of Physics de la University of Auckland, Nueva Zelanda), A. Yonehara (Department of Physics Faculty of Science de la Kyoto Sangyo University, Japón), M.K. Szymanski (Warsaw University Observatory, Polonia), K. Ulaczyk (Warsaw University Observatory, Polonia), S. Kozlowski (Warsaw University Observatory, Polonia), R. Poleski (Department of Astronomy de la Ohio State University, Estados Unidos; Warsaw University Observatory, Polonia), Ł. Wyrzykowski (Warsaw University Observatory, Polonia; Institute of Astronomy de la University of Cambridge, Reino Unido), M. Kubiak (Warsaw University Observatory, Polonia), P.Pietrukowicz (Warsaw University Observatory, Polonia), G. Pietrzynski (Warsaw University Observatory, Polonia; Departamento de Astronomia de la Universidad de Concepción, Chile), I. Soszynski (Warsaw University Observatory, Polonia), D.M. Bramich (Qatar Environment and Energy Research Institute, Qatar Foundation), P. Browne (School of Physics & Astronomy de la University of St Andrews, Reino Unido), K. Horne (School of Physics & Astronomy de la University of St Andrews, Reino Unido), S. Ipatov (Qatar Foundation), N. Kains (European Southern Observatory, Alemania), C. Snodgrass (Max Planck Institute for Solar System Research, Alemania), I.A. Steele (Astrophysics Research Institute de la Liverpool John Moores University, Reino Unido), R. Street (Las Cumbres Observatory Global Telescope Network, Estados Unidos) y Y. Tsapras (Las Cumbres Observatory Global Telescope Network, Estados Unidos; School of Physics and Astronomy de la Queen Mary University of London, Reino Unido).
Nota de prensa: 

Artículo científico: 

Referencias:

--
¿Te interesa? Sígueme también en Twitter.

9 de abril de 2014

Meteoro sobre ALMA

En dos ocasiones os he hablado de los meteoros, comúnmente denominados "estrellas fugaces". Concretamente fue en los post de "Mi lluvia de estrellas favorita", hablando de las Gemínidas y en "Llegan las Perseidas", mencionando la lluvia de meteoros más famosa del año. Ahí os cuento qué son los meteoros y cómo se producen; un resumen podría ser éste:
Los meteoros o "estrellas fugaces" son producidos por los rastros de polvo que van dejando los cometas a su paso. Los más habituales son del tamaño de un grano de arroz que, al entrar en contacto con la atmósfera terrestre, se calientan, entran en ignición y dejan el típico rastro que observamos en nuestros cielos.
La última imagen de un meteoro que he podido ver fue tomada en el desierto de Atacama (Chile), concretamente en el emplazamiento del observatorio ALMA (Atacama Large Millimeter-submillimeter Array) perteneciente a ESO (European Southern Observatory). El meteoro apareció en una toma que iba a formar parte de un time-lapse realizado por la ESO Ultra HD Expedition.

Imagen del meteoro junto a las antenas de ALMA. De fondo y en color rojo intenso aparece el planeta Marte. Créditos: ESO/C. Malin.

En la imagen se pueden apreciar algunas de las 66 antenas que forman el conjunto ALMA. Sobre ellas, una estrella fugaz rasga el cielo ofreciendo una gran diversidad de colores: verde esmeralda, dorado y débiles tonos carmesí que van desapareciendo a medida que el meteoro arde atravesando la atmósfera de nuestro planeta.

La imagen no pudo tomarse en mejor momento, ya que nuestro vecino planeta Marte ya estaba sobre el horizonte y se puede apreciar como ese punto rojizo hacia el centro de la imagen. Además, el planeta estaba por esas fechas muy próximo a su oposición (ocurrió ayer 8 de abril) y su máximo acercamiento sucederá el próximo 14 de abril. Por eso aparece con un intenso brillo en la imagen. La estrella brillante ligeramente azulada que aparece al lado del planeta rojo es Spica, la estrella más brillante de la constelación de Virgo.

De nuevo el Observatorio Europeo Austral (ESO) nos soprende con una bonita postal que seguramente pasará a formar parte de muchos fondos de escritorio en nuestros ordenadores.
La imagen se tomó el pasado 2 de abril y fue publicada en la página de ESO el pasado 7 de abril.

El equipo que tomó la foto está formado por Herbert Zodet (cámara de vídeo de ESO), y tres fotógrafos embajadores de ESO: Yuri Beletsky, Christoph Malin y Babak Tafreshi. El instrumental incluye: Vixen Optics Polarie Star Tracker, cámara Canon® EOS-1D C, Stage One Dolly y cámara robótica eMotimo TB3 con control de movimiento en 3 ejes, Angelbird SSD2go, software LRTimelapse. Peli™ Cases, estaciones de trabajo 4K PC de Magic Multimedia, sistema Novoflex QuadroPod, baterías Intecro y software Granite Bay.
 Nota de prensa:

Nota de prensa en versió original:

Referencias:

--
¿Te interesa? Sígueme también en Twitter.

8 de abril de 2014

La oposición de Marte

La palabra oposición normalmente se asocia a "prueba" o "examen". No es el caso. No tiene nada que ver con que el planeta rojo esté haciendo un examen para tener plaza fija en el Sistema Solar y que no sea excluido como le ocurrió a Plutón. Es algo totalmente distinto.

La oposición de un planeta es un punto de su órbita tal que el Sol, la Tierra y el planeta se encuentran alineados en ese orden. En el caso de Marte, cada 780 días entra en este punto y aparece en el mismo punto del cielo con respecto al Sol. Hablamos pues de 780 días de período sinódico. Y ese día es hoy, 8 de abril de 2014 a las 22:57 (hora peninsular española) cuando Marte pasa por su oposición.

Imagen de Marte obtenida por el Telescopio Espacial Hubble. Créditos: NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

Generalmente, cuando un planeta pasa por su oposición es el momento en el que más próximo está a la Tierra. Pero debido a la excentricidad de la órbita marciana, el momento de máxima cercanía es el próximo 14 de abril ya que su distancia será de 92.633.949 Km, frente a los 93.127.650 Km de esta noche.

Alineaciones planetarias

Para que se produzca el orden de alineación en la oposición Sol-Tierra-planeta, es de suponer que sólo sucede en en los planetas exteriores (Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno), pero además de este punto, existen otros tres significativos: la conjunción y dos de cuadratura. En la siguiente imagen se explica de forma esquemática:

Esquema de puntos orbitales en los planetas exteriores. Créditos: www.astrosurf.com.

Los planetas interiores (Mercurio y Venus) también tienen cuatro puntos significativos. Para ellos hablamos de conjunción superior, conjunción inferior y dos puntos de máxima elongación. En la siguiente imagen también queda explicado de una manera muy sencilla:

Esquema de puntos orbitales en los planetas interiores. Créditos: www.astrosurf.com.

El tamaño de Marte

Esta noche Marte, debido a su cercanía, brillará tanto como Sirio, la estrella más brillante del cielo, pero su tamaño aparente será realmente pequeño: 15" de arco. Pero para los que no estéis familiarizados con las unidades de tamaño angular os pondré un ejemplo muy ilustrativo que dará idea de lo alejado que está Marte y de su tamaño aparente en el cielo:
Imaginad que la Tierra es una moneda de 50 céntimos de euro (24.25 mm) y Marte es una moneda de 1 céntimo de euro (16.25 mm). Sabemos que en el momento de la oposición, Marte estará separado de la Tierra una distancia de 93 millones de Km. Por lo tanto, en nuestro sistema de monedas, deberían estar separadas 177.25 metros para que el sistema fuese equivalente.
Dicho de otra forma: si alguien os muestra una moneda de 1 céntimo de euro a 177.25 metros, ese será el tamaño que tendría Marte en el cielo. Es muy pequeño, ¿verdad? Pues hemos desarrollado tecnología como para llegar a ese pequeño punto rojizo con una precisión en el aterrizaje de unos pocos cientos de metros. Asombroso, ¿no?

--
¿Te interesa? Sígueme también en Twitter.