Importante Ocultación sobre Uruguay y Argentina - Sonda New Horizons de NASA DESCUBRIMIENTO URUGUAYO DE PLANETAS EXTRASOLARES El Observatorio de Arecibo refina nuestro conocimiento de un asteroide potencialmente peligroso.

Importante Ocultación sobre Uruguay y Argentina - Sonda New Horizons de NASA

Sábado 3 de Junio TU ocultación por el objeto del Cinturón de Kuiper 2014 MU69 de estrella de magnitud R 15,4 desde Uruguay, Argentina y Chile

Proyección de la trayectoria de la sombra de la ocultación que producirá 2014 MU69, …

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DESCUBRIMIENTO URUGUAYO DE PLANETAS EXTRASOLARES

Washington Kryzanowzky, astrónomo aficionado de larga data, perteneciente al grupo 47 Tucán de Montevideo, Uruguay, descubrió, dos sistemas estelares con 3 planetas cada uno y un planeta individual utilizando la base de datos de Zoouniverse.org. Esto…

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El Observatorio de Arecibo refina nuestro conocimiento de un asteroide potencialmente peligroso.

 

 

Imágenes de retardo-Doppler del asteroide 2014 JO25 capturadas con el sistema de Radar Planetario del Observatorio de Arecibo  el 17 de Abril y el 20 UT. En estas animaciones, la forma con dos lóbulos de este asteroide es fácilm…

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GW170817: Observación de ondas gravitacionales procedentes del movimiento en espiral de una binaria de estrellas de neutrones

Ilustración  artística de dos estrellas de neutrones fusionándose. Los haces estrechos representan la ráfaga de rayos gamma mientras que la rejilla de espacio-tiempo ondulante indica las ondas gravitacionales isotrópicas que caracterizan la fusión. Nubes giratorias de material expulsado de las estrellas que se fusionan son una posible fuente de la luz que se vio a bajas energías. Crédito: National Science Foundation / LIGO / Sonoma State University / A. Simonnet. 
El 17 de agosto de 2017, a las 12:41:04 UTC (8:41:04 am EDT en Norteamérica, y 2:41:04 pm CEST en Europa) la red de detectores LIGO-Virgo registró una señal de onda
gravitacional procedente de la espiral de dos remanentes estelares compactos conocidos como “estrellas de neutrones”. Este evento sucedió justo tres días después de la primera detección conjunta LIGO-Virgo de una fusión de una binaria de agujeros negros, GW170814 (ver el science summary).

Los astrónomos de ondas gravitacionales han estado esperando señales de ondas gravitacionales procedentes de la fusión de binarias de estrellas de neutrones ya que estas estrellas son comunes en el Universo y anteriormente ya habían sido detectadas binarias de estrellas de neutrones usando radiotelescopios. El ejemplo más famoso es el púlsar binario de Hulse-Taylor, descubierto en 1974. Los radioastrónomos han dibujado su órbita durante los últimos 40 años, y mostrado que las dos estrellas están
orbitando lentamente en espiral una alrededor de la otra. En aproximadamente 300 millones de años, el púlsar binario Hulse-Taylor se fusionará, produciendo una señal similar a la que LIGO acaba de observar para GW170817.
Figura 1: Estas figuras muestran los espectrogramas de la señal de GW170817 en cada uno de los detectores LIGO y Virgo. En el eje horizontal se muestra el tiempo, y la frecuencia en el vertical. La señal binaria crece en amplitud y frecuencia (el término específico en inglés es “chirp”), empezando abajo a la izquierda, luego curvándose considerablemente en el lado derecho. El glitch ha sido mitigado en el espectrograma de LIGO-Livingston y no se ve aquí. CréditoLIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration.

 

La red de detectores estaba en el segundo “periodo de observación” (llamado O2) – los dos detectores LIGO habían comenzado a tomar datos el 30 de Noviembre de 2016, y Virgo se acababa de unir el 1 de Agosto de 2017. Múltiples detectores permiten a los astrónomos de ondas gravitacionales medir de dónde proviene una señal en el cielo; a mayor número de detectores, mejor se puede localizar la región en el
cielo. Para este evento, la localización fue una región alargada (llamada “elipse de error”) de aproximadamente 2 grados de ancho, y 15 grados de largo, cubriendo
cerca de 28 grados cuadrados (visualmente, es aproximadamente el tamaño y la forma de una banana, vista por una persona que la sostiene con los brazos extendidos). El área en el cielo está en la constelación de Hidra, centrada cerca de la estrella Psi Hidra que se puede observar a simple vista.

Otras detecciones: Astronomía de multi-mensajeros

Tan solo 1.7 segundos después de que la red de ondas gravitacionales observara la señal, un estallido de rayos gamma conocido como GRB170817A fue detectado por Fermi-GBM. Las señales intensas como GW170817 y GRB170817A son normalmente llamadas “desencadenantes” porque dan pie a otras actividades astronómicas. En el caso de este evento, los desencadenantes de ondas gravitacionales y rayos gamma generaron alertas que se enviaron a la comunidad astronómica, desatando una campaña de
seguimiento que se materializó en muchas detecciones relacionadas con la débil luz procedente de este evento, situado cerca de la galaxia NGC4993.
Para más detalles sobre esta campaña de observación “multi-mensajera”, usando tanto ondas gravitacionales como electromagnéticas, consulte el Resumen Científico complementario (link MMA Resumen Científico aquí).

Señal de onda gravitacional

Las ondas gravitacionales procedentes de una binaria de estrellas de neutrones pueden ser visibles por un detector durante un minuto o más. Para GW170817, aproximadamente 100 segundos antes de que las estrellas de neutrones se fusionasen, éstas estaban separadas por alrededor de 400 kilómetros, y completaron unas 12 órbitas por segundo. Con cada órbita, la emisión de ondas gravitacionales forzó a las estrellas a acercarse cada vez más. A medida que las órbitas se reducen, las estrellas se mueven cada vez más rápido, y la amplitud y la frecuencia de las ondas gravitacionales aumenta. La lenta reducción de la órbita es una espiral, y el incremento en frecuencia se llama “chirp”. El proceso se acelera hasta que las estrellas se fusionan y forman un único remanente.

Para visualizar la señal, los astrónomos de ondas gravitacionales encuentran útil mirar los datos del detector en forma de espectrograma. Éste es una imagen en color, donde el eje horizontal representa el tiempo, y el eje vertical muestra la frecuencia de las fluctuaciones medidas en el detector (frecuencias bajas cerca de la parte inferior del eje vertical y frecuencias altas cerca de la parte superior). La imagen de un espectrograma de un chirp de una binaria de estrellas de neutrones aparece como una larga línea delgada, inicialmente muy plana o poco profunda y en frecuencias bajas, pero a medida que pasa el tiempo se inclina hacia arriba cada vez más rápido hasta la brillante curva ascendente final a la derecha justo antes de que las estrellas se fusionen.
Figura 2: El panel superior muestra el glitch en los datos de LIGO-Livingston, y también claramente muestra la chirp binaria. El panel inferior muestra la deformación (la cantidad que usamos para describir la intensidad de las señales en LIGO y Virgo) del glitch en función del tiempo. Éste es breve (durando solo alrededor de 1/4 de segundo), pero muy intenso. La mitigación reduce el glitch al nivel de la traza naranja, que es el ruido de fondo que está siempre presente en los detectores tipo LIGO.  Crédito: LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration.
La señal es claramente visible en el espectrograma para ambos detectores LIGO, pero no en el detector Virgo. Esto es un aspecto importante para la localización en el cielo. Cada detector tiene una región en el cielo donde no puede ver la señal tan fácilmente como en otras regiones. Debido a que la señal era claramente visible en ambos detectores LIGO, pero no en Virgo, la consecuencia es que la señal venía de una de las regiones en el cielo en las que Virgo tenía dificultades de observación
en ese momento, hecho que ayudó notablemente a la localización del evento.

Limpiando glitches

El software automatizado de LIGO inicialmente no vio la señal en los datos de Livingston, a pesar de que la señal fuera visible para el ojo humano. El problema fue que había un estallido de ruido (análogo al ruido de estática en tus altavoces analógicos) durante la espiral y la fase chirp. Este estallido de ruido se denomina “glitch” por los científicos de los detectores, y fue eliminado de los datos antes que la señal fuera evaluada. Este cuidadoso procedimiento de eliminación debe suprimir el ruido, pero no la señal, y recibe el nombre de “mitigación”.
Los glitches aparecen en los detectores de ondas gravitacionales todo el tiempo; algunos similares al glitch limpiado de los datos de GW170817 suceden una vez cada pocas horas. Animamos a aquellos interesados en aprender más sobre glitches en los detectores LIGO a visitar nuestro proyecto de ciencia ciudadana, GravitySpy en http://gravityspy.org. En este proyecto, científicos amateurs de todo el mundo miran espectrogramas de los datos de LIGO y ayudan a identificar y clasificar glitches. Esta información es usada por los miembros del equipo LIGO para entender mejor el comportamiento de los detectores y mejorar nuestros procedimientos de análisis en el futuro.

 

Figura 3: Mapa esférico del cielo, mostrando la localización de GW170817 determinada por LIGO y Virgo. Los dos óvalos (azul y verde) muestran la localización predicha por dos códigos de análisis diferentes de LIGO. Las marcas en forma de cruz muestran la localización de la galaxia NGC 4993, en la constelación de Hidra. El gráfico izquierdo inferior muestra nuestra estimación de la distancia a la fuente a partir de los datos de onda gravitacional.   CréditoLIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration.
Propiedades de la fuente
Cada fuente genera una señal de onda gravitacional diferente dependiendo de las propiedades astrofísicas del sistema. Estas propiedades incluyen la masa de los objetos individuales, cuán rápido gira cada uno sobre sí mismo, cómo de fácil es comprimir o deformar el objeto, el tamaño de la órbita, o cómo se deforma la órbita a lo largo de la línea de visión, entre otros. Todas estas propiedades determinan la forma, intensidad, y los continuos cambios en la señal de onda gravitacional. Los astrónomos de ondas gravitacionales miden los cambios en la
señal lo mejor posible, y entonces trabajan inversamente para entender las propiedades de la fuente astrofísica.

 

Figura 4: Ésta muestra nuestras mejores estimaciones de las masas de las dos componentes de la binaria. Cualquier masa dentro de la franja diagonal está permitida. Para cualquier punto dentro del contorno, podemos trazar una línea horizontal a la izquierda y una línea vertical hacia la parte inferior indicando las masas que corresponden a la solución para esos datos de onda gravitacional. Los colores indican los resultados para casos de espín bajo (azul) y alto (rojo). CréditoLIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration.
Éste es un proceso imperfecto porque las señales no son medidas perfectamente. La consecuencia es que los valores que asignamos a las propiedades de la binaria de estrellas de neutrones se encuentran en un rango de valores que describen la fuente notablemente bien (los científicos
a menudo llaman a este rango de números “barras de error”; en los análisis llevados a cabo por la colaboración LIGO-Virgo el rango de valores que obtenemos después de nuestro análisis se denomina “el posterior”).
Los análisis de ondas gravitacionales dan un valor para las masas de los objetos individuales en la binaria entre 0.86 y 2.26 masas solares. No podemos medir el espín con gran precisión para este
evento, y los diferentes espines cambian la señal de forma similar a como la cambiarían diferentes masas. Si asumimos que los objetos están girando sobre sí mismos lentamente, entonces los datos están igualmente bien descritos por masas entre 1.17 y 1.60 masas solares. En cualquier caso,estas masas son consistentes con las masas de todas las estrellas de neutrones conocidas, una de las razones por las que pensamos que éste es un sistema binario de estrellas de
neutrones.
Otra propiedad que se puede medir biencon ondas gravitacionales es la distancia a la fuente (propiamente dicho en el lenguaje de los astrónomos, la “distancia luminosa”). La distancia luminosa obtenida a partir de la señal de onda gravitacional fue de 40 megaparsecs (unos 130 millones de años-luz), y es consistente con la distancia a NGC 4993.
Teniendo tanto la medida de la distancia como la identificación óptica de la galaxia nos permitió, por primera vez, llevar a cabo una medida conjunta de la constante de Hubble (link al Hubble Constant Science Summary).

 

Figura 5: Estas figuras muestran la deformación de marea de las estrellas. Cada eje corresponde a
una de las dos estrellas, y cuán deformables podrían ser. El sistema GW170817 se encuentra
en algún lugar de este gráfico. Las líneas discontinuas marcadas como 90% y 50% representan la probabilidad de que el sistema se encuentre debajo y a la izquierda de la línea discontinua. Los casos de espín alto se muestran en el panel de la izquierda, y los casos de espín bajo se muestran en el panel de la derecha. Crédito: LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration.
Las estrellas de neutrones están hechas de materia superdensa, así que no se comportan como los objetos ordinarios que se encuentran en la Tierra. Esto significa que las observaciones son un laboratorio para estudiar materia superdensa. Los físicos describen esta materia con una relación llamada “ecuación de estado” que relaciona la presión y la densidad – similar a la más familiar “ley de los gases ideales” PV=nRT.
Existen muchas posibles ecuaciones de estados, y a los astrónomos les gustaría saber cuál es la que mejor describe las estrellas de neutrones. Para estas estrellas, la masa y la ecuación de estado determinan el tamaño de la estrella, así como sus cambios de potencial gravitatorio cuando la estrella se comprime por la gravedad o por la presencia de su compañero cercano (lo que se conoce como “deformación de marea”). Esto a su vez puede cambiar la señal de onda gravitacional. El análisis de GW170817 nos proporciona interesantes límites en la deformación de marea de las estrellas de neutrones, pero definitivamente no nos dice qué ecuación de estado las describe mejor.

¿Qué más podría ser?

Como con todos los descubrimientos trascendentales en Astronomía, hay muchas cosas que hemos aprendido, pero todavía hay muchas preguntas sin respuesta. Las dos
preguntas más relevantes que todavía tenemos sobre GW170817 están relacionadas con la naturaleza de los objetos. La señal electromagnética asociada nos indica que al menos uno de los objetos en el sistema binario era una estrella de neutrones, pero no significa que ambas lo sean. Incluso cuando ambas componentes tienen masas similares a las estrellas de neutrones conocidas, es posible que una de ellas sea un agujero negro. Los astrónomos nunca han visto un agujero negro con una masa similar a una estrella de neutrones, pero tampoco tienen ninguna evidencia observacional sólida que sugiera que no existan, así que es posible que GW170817 sea una binaria con una estrella de neutrones y un agujero negro.
Sin embargo, dada la similitud en masa con las estrellas de neutrones conocidas, se prefiere la interpretación de que tenemos una binaria de estrellas de neutrones.
La otra pregunta pendiente es en qué se convirtió GW170817 después de fusionarse. Hay dos posibilidades: se convirtió en una estrella de neutrones muy masiva (sería la estrella de neutrones más grande conocida), o en un agujero negro (sería el agujero negro más ligero conocido). Ambas posibilidades son tentadoras y fascinantes, pero nuestros datos simplemente no son suficientemente buenos para apuntar en una dirección u otra. Todo lo que sabemos es que el objeto, sea lo que sea, tiene una masa de
aproximadamente 3 masas solares.
Fuente del artículo: LIGO Scientific Collaboration and VIRGO Collaboration.
Descubre más:
Material relacionado:

Sobre las detecciones anteriores de Ondas Gravitacionales:

 

 

 

 

 

 

La Asociación de Aficionados a la Astronomía celebra sus 65 años de existencia

Estimados socios y amigos de la A.A.A.:

 

El Lunes 16 de Octubre, los “locos del cielo” cumplimos nuestro sexagésimo quinto año de existencia de la Asociación.

 

Para conmemorarlo como es debido, se llevará a cabo un brindis en el Planetario de Montevideo, el Martes 17 de Octubre a las 20:00hs. Si bien acostumbramos a realizar éstas celebraciones los días Viernes, este año habrá actividades en esos días y por eso la fijamos un Martes, sepan disculpar.

 

Cordialmente los invitamos a participar del evento.

 

Secretaría

Conferencia: ‘Crónicas Saturnianas’ · Viernes 13 de octubre, 20 hs. en el Planetario de Montevideo, Ing. Agrimensor Germán Barbato.

Cassini y Saturno

MISION CASSINI: UNA AVENTURA FANTÁSTICA

El pasado 15 de Septiembre llegó a su fin unas de las empresas de investigación más exitosas de la historia de la Humanidad: la Misión Cassini, una aventura conjunta de la NASA, la ESA y la Agencia Espacial Italiana. En efecto, lanzada al espacio hace veinte años y desde el 2004 explorando al sistema de Saturno, nos ha dejado un invaluable legado científico que ha cambiado nuestra comprensión del planeta de los anillos y de sus extrañas lunas.
Por tal motivo el Planetario ha programado un ciclo de cuatro charlas alusivas al tema. Las mismas se llevarán a cabo los días viernes 13, 20 y 27 del corriente mes de octubre. El cierre será el viernes 3 de Noviembre.

Conferencia: ‘Crónicas Saturnianas’ 
Conferencista: Prof. Alejandro Castelar
Viernes 13 de Octubre, 20 hs.
Planetario de Montevideo
Entrada libre y gratuita.

Debido a su posición orbital más lejana que Júpiter, los antiguos romanos le otorgaron el nombre del padre de Júpiter al planeta Saturno. En la mitología romana, Saturno era el equivalente del antiguo titán griego Crono, hijo de Urano y Gea, que gobernaba el mundo de los dioses y los hombres devorando a sus hijos en cuanto nacían para que no lo destronaran. Reputado desde la antigüedad como el más lento de los astros móviles y último reducto antes de las estrellas fijas.
En la era Telescópica desconcertó fuertemente a sus primeros observadores, transformándose en uno los objetos más singulares del cielo.
Durante el transcurso de la charla se pasará revista a los principales hitos en la historia observacional del anillado planeta, previos a la exploración espacial.

Desde el borde del Sistema Solar, las sondas Voyager siguen hablando con Australia después de 40 años.

Ésta representación artística muestra las distancias en el Sistema Solar en perspectiva. La barra de escala está en unidades astronómicas (UA), con cada distancia establecida más allá de 1 AU representando 10 veces la distancia anterior. Una AU es la distancia desde el Sol a la Tierra, que es de unos 93 millones de millas o 150 millones de kilómetros. Neptuno, el planeta más distante del Sol, está aproximadamente a 30 UA. La Voyager 1 de la NASA, la nave espacial más lejana de la humanidad, está  alrededor de 125 UA. Crédito de la imagen: NASA / JPL-Caltech. Más información.
Este mes se cumplen 40 años desde que la NASA lanzó las dos sondas espaciales Voyager (Viajero) en su misión para explorar los planetas exteriores de nuestro Sistema Solar, y Australia ha estado ayudando a la agencia espacial de Estados Unidos a mantener un registro de las sondas en cada paso de su épico viaje.
CSIRO opera la estación de rastreo de la NASA en Canberra, un conjunto de cuatro radiotelescopios o platos, conocido como el Complejo de Comunicación del Espacio Profundo de Canberra ( CDSCC ).
Es una de las tres estaciones de rastreo espaciadas alrededor del globo, que forman la Red de Espacio Profundo . Los otros dos están en Goldstone , California, y Madrid ,  España.

El Complejo de Comunicación con el Espacio Profundo de Canberra (CDSCC). Crédito: CSIRO.
Entre ellos, proporcionan a la NASA y a otras agencias de exploración espacial una cobertura de comunicación de radio bidireccional continua en todas las partes del Sistema Solar.
Cuatro décadas después, la estación australiana de seguimiento es ahora la única con el equipo y la posición adecuados para poder comunicarse con ambas sondas mientras continúan empujando hacia atrás los límites de la exploración del espacio profundo.

El lanzamiento de los Voyagers

El objetivo principal de los Voyagers era volar por Júpiter y Saturno. Si todos los objetivos científicos se cumpliesen en Saturno, entonces Voyager 2 tendría el objetivo de continuar hacia Urano y Neptuno.
En cada encuentro planetario – contando con una potencia equivalente a la bombilla de su refrigerador – los Voyagers transmitirían fotografías y datos científicos a la Tierra antes de ser acelerados hacia su próximo objetivo por la gravedad del planeta, como una honda.
Programdos para tomar ventaja de un  alineamiento favorable de los planetas exteriores que ocurre cada 175 años, el Voyager 2 se lanzó primero el 20 de Agosto de 1977, seguido del Voyager 1 el 5 de Septiembre. Aunque se lanzó en segundo lugar, el Voyager 1 fue enviado en una trayectoria más rápida  y fue programado para llegar a Júpiter por delante de Voyager 2.

La nave espacial Voyager 2 fue lanzada a bordo del cohete Titan-Centaur. Crédito: NASA / JPL.
Cuando el Voyager 1 llegó a Júpiter en 1979,comenzaron  los descubrimientos científicos de la misión .

Júpiter revelado de cerca

El mundo observó cómo las cámaras de los Voyagers devolvían – a través de las estaciones de seguimiento – imágenes de Júpiter y sus lunas, dejándonos ver estos mundos en detalle por primera vez.
Desde la turbulencia que rodea grandes tormentas en Júpiter, hasta un volcán que estalla en la luna de Júpiter Io, hasta indicios de que debajo de la superficie helada de Europa se oculta probablemente un océano, la misión Voyager comenzó a revelarnos al Sistema Solar Exterior con detalles inspiradores.

 Júpiter de cerca. Crédito: NASA / JPL.

 

Observando la famosa Mancha Roja de Júpiter. Crédito: NASA / JPL.

 

Voyager 1 captura una erupción volcánica en la luna de Júpiter Io. Crédito: NASA / JPL.

 

Imagen de Ganímedes tomada por Voyager 1, la luna más grande de Júpiter y la luna más grande del Sistema Solar con 5.262km de diámetro (comparada con la Luna de la Tierra de 3.475km de diámetro). NASA / JPL / Imagen procesada por Bjørn Jønsson.
De hecho, durante el transcurso de su misión de 12 años, los Voyagers descubrieron 24 nuevas lunas  que orbitan los planetas exteriores y refinaron el uso  de la Red de Espacio Profundo de la NASA para escuchar señales de naves espaciales distantes.

A Saturno y más allá

Después de Júpiter, ambas Voyager fueron al encuentro de Saturno. Voyager 1 logró el objetivo principal de aproximarse a la luna gigante de Saturno, Titán.

Ambos Viajeros pasaron por el planeta anillado, Saturno. Crédito: NASA / JPL.
Después de este encuentro, con su misión principal terminada, la Voyager 1 fue lanzada en una trayectoria hacia el norte por encima de del plano de las órbitas de los planetas. El Voyager 2 fue apuntado posteriormente para viajar hacia fuera en una misión extendida para visitar los dos mundos gigantes de gas próximos.
Cuando la Voyager 2 voló más allá de Urano en Enero de 1986, las señales recibidas fueron mucho más débiles que cuando voló por Saturno, cinco años antes.

El Voyager 2 captura esta imagen de Urano. Crédito: NASA / JPL.
En consecuencia, el radiotelescopio de la CSIRO en Parkes fue conectado, o puesto en equipo, con los discosde los radiotelescopios de la NASA en Canberra, para impulsar la débil señal de radio del Voyager 2.
Esta era la primera vez que se utilizaban dos telescopios trabajando en equipo para rastrear una nave espacial. Sin embargo, esta matriz sería insuficiente para recibir las señales aún más débiles, esperadas cuando el Voyager 2 alcanzase Neptuno en 1989.

El personal del CDSCC en Parkes, monitoreando el encuentro con la luna de Urano, Miranda, en 1986. Crédito: CSIRO / Imagen proporcionada por el autor.
Así, en el tiempo transcurrido entre los encuentros, la NASA amplió el plato más grande de Canberra, de 64 metros a 70 metros de diámetro para aumentar su sensibilidad, y luego lo enlazó nuevamente con el plato de Parkes de 64 metros, para maximizar la captura de datos desde Neptuno.

Las brillantes y escasas nubes de cirros de Neptuno pueden verse contra la atmósfera azul. NASA / JPL / Imagen procesada por Bjørn Jønsson.
El mayor tamaño y sensibilidad del plato de Canberra también significó que era capaz de soportar el viaje continuo de los Voyagers más allá de los planetas exteriores.

Robina Otrupcek rastreando al Voyager 2 en Neptuno desde el telescopio  Parkes de CSIRO el día antes del acercamiento en 1989. Crédito: CSIRO /Imagen  proporcionada por el autor.

El punto azul pálido

En 1990 Voyager 1 volvió sus cámaras hacia el hogar. La fotografía resultante, conocida como el “Punto Azul Pálido”, es nuestra visión más lejana de la Tierra, una fracción de un píxel flotando en un profundo mar negro.

Este punto azul pálido, de menos de un píxel de tamaño, es la imagen de la Tierra desde el Voyager 1. Crédito: NASA / JPL. (Ver imágenes de la Tierra tomadas desde naves espaciales, aquí).
El legendario astrofísico Carl Sagan, involucrado con la misión Voyager desde su creación, reflexionó que esta visión lejana de la pequeño escenario en el que transcurren nuestras vidas, debe inspirarnos a “conservar y apreciar ese punto azul pálido, el único hogar que hemos conocido “.

El punto azul pálido. Ver videos subtitulados en Español: (1)(2).
Ambos Voyagers han dejado atrás a los planetas exteriores; los dos exploradores  se dirigen a la galaxia en direcciones diferentes, aún enviando datos a la Tierra y respondiendo a preguntas que ni siquiera sabíamos hacer cuando fueron lanzados hace 40 años.

Los Voyagers sólo hablan con Australia

La estación de rastreo de Canberra continúa recibiendo señales de las naves espaciales Voyager todos los días y actualmente es la única estación de rastreo capaz de intercambiar señales con el Voyager 2, debido a la posición de la nave espacial que se dirige hacia el sur del Sistema Solar.

El telescopio Parkes que sigue al Voyager 2, el día del acercamiento cercano a Neptuno . Crédito: CSIRO.
Debido a sus respectivas distancias, a decenas de miles de millones de kilómetros de su hogar, la potencia de la señal de ambas naves espaciales es muy débil, sólo una décima de billones de billones de vatios.
En 2012, Voyager 1 se convirtió en la primera nave espacial en entrar en el espacio interestelar, la región entre las estrellas. Situada más allá de la influencia de la burbuja magnética generada por nuestro Sol, el Voyager 1 puede estudiar directamente la composición del medio interestelar, por primera vez.
Voyager 1 sigue recibiendo comandos que sólo pueden ser enviados desde los platos de Canberra. Es la única estación con un transmisor de alta potencia que puede transmitir una señal lo suficientemente fuerte como para ser recibida por la nave espacial.
Ha sido un viaje épico para las dos naves espaciales, no más grandes que los pequeños autobuses, dos robots brillantes con un dispositivo de ocho pistas para grabar datos y 256kB de memoria.

Un mensaje de oro

Los científicos e ingenieros del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA en California, quienes construyeron los Voyagers y continuaron operándolos, planearon con anticipación el legado de la misión Voyager y su viaje más allá de nuestro Sistema Solar.
A bordo de ambas naves espaciales colocaron un disco de oro, similar en concepto a un disco de vinilo, con una hora y media de música de todo el mundo y saludos al universo en 55 idiomas diferentes.

El registro de oro y las instrucciones sobre cómo escuharlas. Crédito: NASA / JPL. Más información.
El arte de portada es una representación pictórica de cómo reproducir el registro y un mapa de referencia  para la ubicación de la Tierra en nuestra galaxia basada en las posiciones de los pulsares circundantes.

La primera de las 31 grabaciones. Haga clic en el video para escuchar el resto. Crédito: NASA/JPL.
Para el 2030, ambas Voyager habrán agotado su reserva de energía, sus instrumentos científicos desactivados, ya no podrán intercambiar señales con la Tierra. Continuarán a su velocidad actual de más de 17 kilómetros por segundo, llevando sus discos de oro como mensajes en botellas a través del vasto océano del espacio interestelar.
Dirigiéndose en direcciones opuestas, hacia el sur y hacia el norte del Sistema Solar, pasarán 40.000 años antes de que el Voyager 2 pase a un puñado de años luz del sistema estelar más cercano a su trayectoria de vuelo y 296.000 años antes de que el Voyager 1 pase por la estrella brillante Sirio.
Más allá de eso, podemos imaginarlos sobreviviendo durante miles de millones de años como las únicas huellas de una civilización de exploradores humanos en los confines de nuestra galaxia.
Fuente: The Conversation. Artículo original:From the edge of the Solar System, Voyager probes are still talking to Australia after 40 years“. August  2017.
Material relacionado:
El archivo de imágnes tanto fotogáficas como artísticas de las Voyagers puede verlo en:
Sobre la Red de Comunicación con el Espacio Profundo: 
El lector encontrará  recursos sobre este tema en el apartado “Material relacionado” del artículo:
 Las naves  Voyagers ahora en el espacio interestelar replantean el tema de los Viajes interestelares:

El lector encontrará todo el material sobre el emprendimiento Starshot  de Breakthrough Initiatives en el apartado “Material relacionado” del siguiente artículo:

Libros:
Videos:
            Documentales:
Conferencias y Charlas Públicas:

Siguiendo una tormenta solar con datos recogidos por naves espaciales de la ESA y la NASA

La  ESA y el Observatorio Solar y Heliosférico de la NASA  (SOHO), observaron una Eyección de Masa Coronal  (CME) en erupción desde el Sol el 14 de Octubre de 2014. Los científicos siguieron rastreando esta Eyección de Masa Coronal a través del Sistema Solar usando 10 naves espaciales de la NASA y la ESA. (La luz brillante que aparece aproximadamente a las 2 horas es el planeta Mercurio.) Crédito:  ESA / NASA / SOHO.
Nuestro Sol está activo: no sólo libera una corriente constante de material, llamado el viento solar, sino que también permite estallidos ocasionales de material de movimiento más rápido, conocidos como Eyecciones de Masa Coronal, o CMEs (Coronal Mass Ejections). Los investigadores de la NASA desean mejorar nuestra comprensión de las CMEs y de cómo se mueven a través del espacio porque pueden interactuar con el campo magnético alrededor de la Tierra, afectando a los satélites, interfiriendo con las señales del GPS, disparando auroras y – en casos extremos – causando daño en las líneas de transmisión de energía.
Mientras que rastreamos las CMEs con una serie de instrumentos, el tamaño del Sistema Solar significa que nuestras observaciones son limitadas, y generalmente tomadas a distancia. Sin embargo, los científicos han utilizado recientemente datos de 10 naves espaciales de la NASA y ESA (European Space Agency) en el camino directo de una CME para hacer un retrato sin precedentes de cómo estas tormentas solares se mueven a través del espacio – en particular, acotando los cambios de velocidad que suceden mientras las CME viajan a través del Sistema Solar más allá de la órbita de la Tierra. Los resultados se publicaron el 14 de Agosto de 2017 en el Journal of Geophysical Research. Este nuevo conjunto de observaciones agrega información clave a los modelos necesarios para rastrear cómo el material se mueve y cambia a lo largo del espacio en el Sistema Solar, lo que es crucial para entender el medio a través del cual viaja una nave espacial, a medida que nos alejamos cada vez más.
El 14 de Octubre de 2014, una CME abandonó el Sol, y fue medida por naves espaciales que vigilan desde lejos las CME usando un instrumento llamado Coronógrafo. A partir de ahí, el CME se lanzó sobre las naves espaciales por todo el Sistema Solar Interno, incluyendo Curiosity en Marte, cerca del cometa 67P / Churyumov-Gerasimenko y hacia Saturno. Esta riqueza de datos tomados directamente en el camino de la CME es una bendición para los científicos que trabajan en las simulaciones de la ciencia espacial. En el Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland, los científicos trabajan para validar, alojar y mejorar tales simulaciones, y esta nueva información proporciona la mirada más completa hasta la fecha en cómo la velocidad de una CME evoluciona con el tiempo.

Los investigadores utilizaron datos de 10 naves espaciales de la NASA y la ESA (Agencia Espacial Europea) para rastrear el movimiento de una Eyección de Masa Coronal a través del Sistema Solar después de su lanzamiento desde el Sol el 14 de Octubre de 2014. Créditos: Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA / Scott Wiessinger. Descargue este video en formatos HD, del NASA Goddard’s Scientific Visualization Studio.
 “Si sólo tiene un dato puntual, puede simularlo fácilmente, porque sólo tiene que validar ese punto”, dijo Leila Mays, científica espacial de Goddard y autora del artículo. Pero Mays señala que mientras que el modelo puede ser sintonizado para que coincida con un dato puntual, es poco probable que sea preciso en el panorama general. “Una vez que se obtengan más datos, puede reunir más piezas del rompecabezas”.
Las CME como esta son comunes, especialmente cuando el Sol está en una fase activa, como sucedió en el 2014. Esta CME en particular capturó el interés de los científicos por su interferencia con otro conjunto de observaciones: la interacción entre el Cometa Siding Spring y la atmósfera marciana .
“Encontramos que en el momento del paso del cometa, hubo algunos disturbios del viento solar alrededor de Marte”, dijo Olivier Witasse, un científico espacial de la ESA y autor principal del paper. “Lo que fue un poco una pena porque queríamos ver los efectos del cometa en la atmósfera.”
Witasse y su equipo utilizaron modelos del Community Coordinated Modeling Center, o CCMC, del Centro Goddard de la NASA, para proporcionar más contexto sobre la CME que había interferido en sus mediciones.
“Los pronósticos experimentales en el CCMC hicieron posible encontrar esta CME”, dijo Mays. “Fuimos capaces de usar nuestra base de datos de CMEs y lanzarlas a todas en esta simulación para ver cuáles eran los candidatos para las observaciones”.
Después de que el equipo de Witasse se diera cuenta de que el cometa 67P – y por lo tanto la nave Rosetta de la ESA, que orbitaba el cometa – estaba alineado justo en el camino de la CME, también comenzaron a buscar otras observaciones.

Siete naves espaciales de la NASA y la ESA realizaron detecciones directas y confirmadas de la misma EMC, que salió desde el Sol el 14 de Octubre de 2014.
Créditos: Witasse, et al.

“A partir de ahí, fue una emocionante persecución para ver dónde más la CME podría haber golpeado”, dijo Mays. “A veces los instrumentos de la nave espacial impactada no estaban encendidos, pero pudimos reunir otros datos”.Esto sumó hasta siete detecciones directas y confirmadas de la CME. La nave Venus Express de la ESA también midió indirectamente la CME, y dos naves espaciales adicionales de la NASA también tuvieron detecciones de la CME – unos meses y luego más de un año después de que estallara del Sol. La nave New Horizons en su camino hacia Plutón muy probablemente observó esta misma CME en Enero de 2015, y la nave Voyager 2 en el borde de la heliosfera puede haberla observado en Marzo de 2016. Debido a la gran distancia de la Voyager 2 del Sol y la falta en la New Horizons de un Magnetómetro – un instrumento que mide campos magnéticos – no es posible decir con certeza si los cambios en la cantidad de partículas detectados por esas naves espaciales fueron causados ​​por esta CME particular.”Una vez que una CME viaja tan lejos del Sol, se comprime entre grandes regiones de interacción fusionadas en el viento solar, por lo que no es tan fácil determinar exactamente lo que está pasando”, dijo Mays.Estudiar cómo este clima espacial afecta a las regiones más lejanas del espacio, donde hay menos observatorios para medir tales cosas, sigue siendo un área de investigación tentadora – cuanto más sepamos sobre nuestro vecindario, más podremos proteger la tecnología que enviamos para explorar nuestro Sistema Solar.

Material realcionado: 

El artículo sobre el mismo tema publicado  en conjunto por la ESA y AGU:

El lector encontrará una recopilación de materiales sobre Tormentas Solares , Viento Solar, Tiempo Espacial, Magnetósferas  y Auroras, en el apartado “Material realcionado” de los siguientes artículos:

 

Historia de un espejo

El largo camino transitado para el tallado del espejo de Bosque Alegre

1941. El 28 de Noviembre, Gaviola, Gómara y Ricardo Platzeck realizan el primer plateado del espejo. El lunes 1 de Diciembre de 1941 a las 22 horas el espejo recibió su primera luz. Entre nubes, primero Gaviola, seguido por Platzeck y Gómara, observaron la Luna. Posteriormente el cielo permaneció nublado por dos días para finalmente despejarse, oportunidad en que observaron algunos planetas. Fotografía del espejo tomada desde el extremo del tubo, obtenida en la época. (Archivo OAC, interpretación y dig. S. Paolantonio).
El Prof. Ing. Santiago Paoloantonio, del Museo del Observatorio de Córdoba (MOA), Universidad Nacional de Córdoba, acaba de publicar un excelente trabajo de investigación de su autoría, en el calificado sitio “Historia de la Astronomía, en Argentina y Latinoamérica, que por la originalidad de su contenido lo ponemos a disposición de nuestros lectores.
La Estación Astrofísica de Bosque Alegre, inaugurada en 1942, tuvo su origen en 1909, año en que asumió la gestión del Observatorio Nacional Argentino el astrónomo norteamericano Charles Dillon Perrine. Al hacerse cargo, el nuevo director propuso al Gobierno Nacional la instalación en las sierras cordobesas de un telescopio reflector igual al más grande existente en aquel momento. La iniciativa ubicaría a la Argentina a la vanguardia de la investigación astronómica, una notable apuesta al desarrollo de la “gran ciencia” en el país. Los acontecimientos que se sucedieron hasta la concreción de este monumental proyecto, fueron expuestos en el libro Córdoba Estelar y en varias entradas de Historia de la Astronomía. En esta oportunidad, a partir de un registro fotográfico, se brinda la singular historia del principal componente del gran reflector, su espejo primario. Con un diámetro de 1,5 metros, para su finalización se debieron superar numerosas dificultades. Iniciado su tallado en Argentina por un estadounidense, tres décadas más tarde fue terminado por un argentino en EE.UU..
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Los astrónomos se preparan para el espectáculo del eclipse solar 2017

El 21 de Agosto de 2017, la sombra de la Luna correrá a través de los EEUU desde Oregon a Carolina del Sur

Durante el eclipse solar total de Agosto de 2017, la Luna bloqueará al Sol, permitiendo a la gente a ver la corona solar (como se ve en esta imagen de un eclipse de 1999). Crédito: Luc Viatour / Wikimedia Commons ( CC BY-SA 3.0).

Surge una situación extraña  y misteriosa. Los colores cambian y las sombras se afilan. Los últimos minutos antes de que un eclipse solar total desencadenan una reacción primaria en la psiquis humana, dice el Astrónomo Jay M. Pasachoff,
“No sabes lo que está pasando”, dice Pasachoff, del Williams College en Williamstown, Massachusetts. “Pero sabes que algo está mal”.
Millones de personas sabrán que algo está mal el Lunes 21 de Agosto de 2017, cuando un eclipse total del Sol se extienda por todo el país, el primero en recorrer los Estados Unidos continentales desde 1979 (y el primero en ir de costa a costa desde 1918) . La  trayectoria de aproximadamente 120 kilómetros de ancho de la totalidad  creada por la sombra de la Luna viajará a través de 12 estados, desde Oregon a Carolina del Sur. Tanto los investigadores como los no investigadores se están preparando para aprovechar al máximo este raro espectáculo – no tendrán otra oportunidad en los Estados Unidos hasta el 2024.

Espectáculo de sombras. Esta animación muestra el camino de la sombra de la Luna durante el eclipse 2017. Dondequiera que caiga la sombra gris, la gente verá un eclipse parcial. Sólo los que están en el camino del punto negro verán un eclipse total. La hora se da en Hora Universal; El tiempo de duración central (inferior derecha) registra cuánto tiempo el Sol aparecerá oscurecido para un observador en el suelo en la posición del punto negro.
Los entusiastas de los Eclipses viajarán de todo el mundo para experimentar hasta casi tres minutos de crepúsculo del mediodía y vislumbrar la rara corona solar, un halo de luz del plasma que enmarcará al Sol apagado. “La gente aplaude y la gente llora”, dice Pasachoff, quien ha visto 33 eclipses solares totales y 30 parciales.
Aunque algo de la corona es visible todo el tiempo desde unos pocos telescopios en el espacio, la región donde la corona se encuentra con la superficie del Sol, está enmascarada por la intensidad del Sol. “Solamente en días de eclipses podemos tener una visión completa del Sol”, dice Pasachoff. Para los investigadores, el eclipse solar total 2017 es otra oportunidad de conectar lo que ven en la superficie del Sol con lo que está sucediendo en los confines de la corona.
Un misterio de larga data es, por qué la corona es millones de grados más caliente que la superficie del Sol, con unos “relativamente templados” 5.500 ° Celsius. “El consenso es que el campo magnético del Sol es el responsable”, dice Paul Bryans, un Físico Solar en el Centro Nacional de Investigación Atmosférica en Boulder, Colorado. “Pero no está claro cómo”.
El campo magnético en la corona es demasiado tenue para ser estudiado directamente. En su lugar, los investigadores quieren observar el efecto del magnetismo en ciertas longitudes de onda de la luz infrarroja emitida por la corona. Bryans está liderando un equipo que apuntará un espectrómetro al Sol durante el eclipse para detectar esa luz. “El plan es ponernos en la parte de atrás de un remolque, dirigirnos hacia el norte a Wyoming y simplemente sentarnos y mirar el Sol”, dice Bryans, para quien el eclipse del 2017 será el primero. “La gente sigue diciéndome que es algo terrible, porque estaré atascado en la parte de atrás de un remolque”.
Este experimento pondrá a prueba si la corona emite luz en las longitudes de onda previstas y, en caso afirmativo, con qué intensidad. Una de las ventajas de un observatorio móvil, dice Bryans, es que el equipo puede ver las previsiones meteorológicas el día anterior y mover la unidad a sitios con cielo despejado.
Otra opción es apuntar un espectrómetro infrarrojo por la ventana de un  jet Gulfstream V  a velocidad de crucero a una altitud de unos 15 kilómetros a lo largo del camino del eclipse. Eso es lo que hará Jenna Samra, una estudiante de postgrado de Física Aplicada de la Universidad de Harvard. Aparte de alejarse de las intrusiones meteorológicas, el telescopio volante se elevará por encima de gran parte del vapor de agua de la Tierra, que absorbe mucha luz infrarroja.
La sombra de la Luna, que corre a través del país a unos 2.700 kilómetros por hora, se pondrá al día con el avión en el suroeste de Kentucky. “No podremos seguir el ritmo”, dice Samra. “Pero podremos permanecer  unos cuatro minutos.” Eso es más de un minuto más, que para cualquier persona en el suelo.
Para los observadores terrestres, el eclipse primero toca el suelo estadounidense a las 10:16 am hora del Pacífico cerca de la bahía Depoe de Oregon. La sombra se mueve a través de cinco capitales de estado – Salem, Ore .; Lincoln, Neb .; Jefferson City, Mo .; Nashville; Y Columbia, SC – e incluso algunos parques nacionales: Grand Teton, Great Smoky Mountains y Congaree. Un lugar en el Bosque Nacional Shawnee (justo al sureste de Carbondale, Illinois) tiene el honor de poseer el tiempo más largo en la oscuridad: alrededor de 2 minutos, 42 segundos. Cape Island, SC, es la parada final de la sombra, antes de dejar el continente alrededor de las 2:49 pm hora del este, apenas una hora y media después de entrar en Oregon.
Basado en los patrones climáticos típicos a finales de Agosto , el clima tiene una mejor oportunidad de cooperar en la mitad occidental del camino del eclipse, desde Oregón hasta el oeste de Nebraska. Por eso Pasachoff se instalará en Salem. No buscará fotones infrarrojos evasivos, sino que tomará imágenes rápidas de los lazos de plasma – bobinas de gas ionizado atrapadas en campos magnéticos ondulantes – proyectándose contra el Sol y asomándose por detrás de la luna. Una idea de por qué la corona es tan caliente es que estos bucles se sacuden sutilmente, agitando el plasma circundante y calentando la corona. Al buscar subsecuentes oscilaciones a lo largo de los bucles, el equipo de Pasachoff verá si esta hipótesis se mantiene.
La historia continúa después del mapa

 

Camino del eclipse solar 2017 en los EEUU Doce estados se encuentran en el camino del eclipse solar total 2017, que unirá Oregon con Carolina del Sur en aproximadamente una hora y media el 21 de Agosto de 2017. Todos los tiempos en el mapa son locales. 
El Sol no será el único objeto escrutado durante el eclipse. Algunos investigadores mantendrán un ojo en la atmósfera de la Tierra para ver cómo responde a una pérdida repentina de luz solar. El  Proyecto Nacional de Globos de Eclipse , dirigido por Angela Des Jardins, una Físico Solar de la Universidad Estatal de Montana en Bozeman, lanzará más de 100 globos meteorológicos en varias posiciones a lo largo del camino de la totalidad y medirá los cambios en parámetros tales como la temperatura y la velocidad del viento.
Para aquellos que no pueden llegar al camino del eclipse, o que queden atrapados bajo cielos nublados, el proyecto de globos ofrecerá alimentos vivos desde una posición ventajosa como ninguna otra: a unos 30 kilómetros del suelo. Más de 50 equipos de estudiantes de secundaria y universitarios lanzarán cámaras en globos adicionales desde 30 sitios a lo largo del camino del eclipse. El vídeo y las imágenes se transmitirán en tiempo real y serán accesibles a través de un sitio web.
Desde una altitud de 30 kilómetros, “se puede ver realmente la curvatura de la Tierra y la oscuridad del espacio”, dice Des Jardins. “Ver la sombra de la Luna moverse a través de la Tierra le da una perspectiva sorprendente de lo que está pasando”.

 

Esta animación de la NASA muestra el camino que seguirá la sombra de la Luna el 21 de Agosto mientras cruza los Estados Unidos. Crédito: NASA.
Fuente: Science News.  Artículo original: “Astronomers prepare for 2017 solar eclipse spectacle.” Christopher Crockett. Science News. 

 

Material relacionado:

Ver el eclipse de forma segura:

Sobre la Corona Solar:
Proyectos de Ciencia Ciudadana (o sea para aficionados):
Guía para tomar fotografías del eclipse:
How to Photograph a Solar Eclipse. Fred Espenak. Mr. Eclipse. 2017.
La determinación de la distancia Tierra-Luna por Hiparco:
Sobre la predicción de eclipses y la realidad física detrás de ellos:
¿Por cuánto tiempo más podremos observar eclipses solares totales desde la Tierra?:

 

¿Cuál es el interés científico de un eclipse solar total?
Eclipses totales de Sol y Relatividad General:

 

Libros: (Los libros de la editorial Springer están disponibles en la biblioteca Timbó).
  • A Field Guide to the Stars and Planets Jay M. Pasachoff. Peterson Field Guides. June 2016. Contiene  la información sobre los últimos eclipses así como también la correspondiente al eclipse total de Sol del 21 de Agosto de 2017. Existe una versión en Español de esta última edición.
  • Jay Pasachoff’s Publications. Una lista de los excelentes libros del Dr. Pasachoff, cubriendo todos los niveles de audiencia, desde los destinados a los más jóvenes , a los universitarios y a los profesionales.
Libros sobre Eclipses Totales históricos:
Videos:

 

Clase adicional sobre Observación Básica de Cometas

CURSO DE ASTRONOMÍA BÁSICA OBSERVACIONAL
Clase adicional al curso que se está realizando en la Asociación de Aficionados a la Astronomía
 
“Observación Básica de Cometas”
 
Nociones básicas de búsqueda, observación y reporte de Cometas a cargo de Gerardo Addiego.
Miércoles 16 de Agosto 20 hrs.
Planetario de Montevideo
 Los esperamos!!!

El pasaje cercano a la Tierra de un asteroide, beneficiará a la Red de Detección y Seguimiento de NEOS de la NASA

Esta animación representa el vuelo seguro del asteroide 2012 TC4 cuando pase por debajo de la Tierra el 12 de Octubre de 2017. Aunque los científicos aún no pueden predecir exactamente cuán cerca se aproximará, están seguros de que no vendrá a menos de 4,000 millas (6,800 kilómetros) de la Superficie de la Tierra. Crédito de la imagen: NASA / JPL-Caltech.

Los científicos de la NASA están entusiasmados por el próximo sobrevuelo cercano de un asteroide pequeño y planean utilizar este pasaje  próximo a la Tierra en Octubre como una oportunidad no sólo de ciencia, sino también para probar la red de observatorios y científicos que trabajan en el Proyceto de Defensa Planetaria de la NASA.

El objetivo de toda esta atención es el asteroide 2012 TC4 – un pequeño asteroide cuyo tamaño se estima entre 30 y 100 pies (10  y 30 metros) . El 12 de Octubre, TC4 va a volar de forma segura junto a la Tierra. A pesar de que los científicos aún no pueden predecir con exactitud cuánto se  acercará,  están seguros de que pasará a no menos de 4.200 millas (6.800 kilómetros) de la superficie de la Tierra. El asteroide ha estado fuera del alcance de los telescopios desde el 2012.
“Los científicos siempre han apreciado saber cuándo un asteroide hará una aproximación cercana  y segura a la Tierra, ya que pueden hacer los preparativos para reunir datos para caracterizar y aprender tanto como sea posible al respecto”, dijo Michael Kelley, científico del programa y líder de la campaña de observación del TC4 en la sede de la NASA  . “Esta vez estamos añadiendo otro nivel de esfuerzo, utilizando este sobrevuelo del asteroide para probar la red de detección y seguimientode de asteroides en todo el mundo, para la evaluación de nuestra capacidad de trabajar juntos en respuesta a la búsqueda de una potencial amenaza real de un asteroide.”
El Profesor Vishnu Reddy del Laboratorio Lunar y Planetario (LPL) de la Universidad de Arizona en Tucson lidera la campaña para readquirir datos de 2012 TC4 y lo ve como una oportunidad para utilizar el aspecto internacional de la campaña de observación en colaboración . “Este es un esfuerzo de equipo que involucra a más de una docena de observatorios, universidades y laboratorios de todo el mundo para que podamos aprender colectivamente las fortalezas y limitaciones de nuestras capacidades de observación de objetos cercanos a la Tierra”, dijo Reddy. El objetivo de la campaña TC4 es recuperar, rastrear y caracterizar al 2012 TC4. “Este esfuerzo ejercitará a todo el sistema, abarcando la detección inicial y observaciones de seguimiento, la determinación precisa de la órbita , y las comunicaciones internacionales.”
Científicos del Centro para el Estudio de Objetos  Cercanos a la Tierra (Center for Near-Earth Object Studies, CNEOS) de la NASA en el Laboratorio de Propulsión a Chorro en Pasadena, California, han determinado que, si bien en su máxima aproximación, el asteroide 2012 TC4 pasará a más de 4.200 millas  (6.800 kilómetros) de la Tierra – lo más probable es  que pasará mucho más lejos,  a una distancia de 170.000 millas (270.000 kilómetros), o dos tercios de la distancia de la Tierra a la Luna. Estos cálculos se basan en sólo siete días de seguimiento del 2012 TC4 después de que fuera descubierto el 5 de Octubre de 2012, por el Telescopio de Investigación Panorámica y Sistema de Respuesta Rápida (PanSTARRS) de Haleakala en la isla de Maui, Hawaii. Se necesitan más observaciones para determinar con mayor precisión la órbita del asteroide.
El asteroide 2012 TC4 puede ser ligeramente más grande que la roca espacial que afectó a la atmósfera de la Tierra cerca de Chelyabinsk, Rusia, en Febrero de 2013. El TC4 no ha sido visto desde su descubrimiento en el 2012, cuando pasó cerca de la Tierra a toda velocidad a aproximadamente un cuarto de la distancia de la Tierra a la Luna. Ha estado demasiado distante y demasiado débil (la luz reflejada en él) para poder ser detectado en los últimos cinco años. A medida que comienza a acercarse a la Tierra este verano (Hemisferio Norte), los grandes telescopios se pueden utilizar para detectarlo y restablecer la trayectoria precisa del asteroide. Se espera que las nuevas observaciones  ayuden a refinar el conocimiento sobre su órbita, la reducción de la incertidumbre acerca de hasta dónde va a estar de la Tierra en su máxima aproximación en Octubre.
“Este es el blanco perfecto para un ejercicio así porque mientras conocemos la órbita de 2012 TC4 suficientemente bien como para estar absolutamente seguros de que no tendrá un impacto con la Tierra, no hemos establecido su ruta exacta por el momento,” dijo Paul Chodas, gerente de CNEOS en el JPL. “Será de incumbencia de los observatorios enfoncarse en el asteroide a medida que se acerca, y trabajar juntos para obtener observaciones de seguimiento que permitan refinar lo más posible el trazado de la órbita del asteroide.”
La Oficina de Coordinación de Defensa Planetaria de la NASA es responsable de encontrar y hacer el seguimiento y caracterización de los asteroides y cometas que se acercan a la Tierra potencialmente peligrosos, la emisión de advertencias acerca de posibles impactos, y ayudar a la coordinación de la planificación de la respuesta del gobierno estadounidense, si hubiera una amenaza de impacto real.
Para más información visite:
https://www.nasa.gov/ planetarydefense
Para noticias y actualizaciones de asteroides, siga @AsteroidWatch en Twitter:
https://www.twitter.com/ AsteroidWatch.
Fuente: NASA JPL – Calthec.              Artículo original: “Asteroid Flyby Will Benefit NASA Detection and Tracking Network“. 
Material relacionado:
Artículos que muestran la situación respecto a la detección y seguimiento de asteroides cercanos a la Tierra entre 1996 y 2003:
Sobre el proyecto de Defensa Planetaria de la NASA:
Sobre el Programa de la ESA sobre NEOs:
Near Earth Objects – NEO Segment. ESA, Space Situational Awareness (SSA).
Sobre Impactos en la Tierra: 
Una colección de trabajos sobre el reconocimiento y estudio de cráteres de impacto en la Tierra puede verla en:
Programas de Detección y seguimiento de NEOs.: (Ver la página de NEOs del Minor Planet Center)
Dos excelentes trabajos uno correspondiente a la detección visual de cometas justo antes del comienzo del uso de los sitemas automáticos de detección y el otro,  del comienzo de la  detección automática de NEOS son los siguientes:

Cuántos NEOs han sido detectados:

NASA has found 16. 000 asteroids near Earth. Don’t Panic. Brian Resnick and Kavya Sukumar. Vox. July 20, 2017.

Bases de Datos de NEOs:
Deflexión de Asteroides:

Proyectos que investigan y hacen divulgación sobre NEOs y temas afines:

Proyectos de Ciencia Ciudadana  sobre asteroides:

Libros:

        Documentales:
        Conferencias y Charlas Públicas:

Observatorios Virtuales Astrofísicos

Al igual que en otras ciencias y en la mayoría de las actividades que están vinculadas al desarrollo moderno de nuestra sociedad (por ejemplo, comercio, entretenimiento, industria, seguridad, etcétera) la Astronomía está siendo abarrotada de información por un crecimiento exponencial en el volumen y complejidad de datos observacionales y teóricos que se van generando en todo el mundo (Szalay & Gray 2000). Se estima que la cantidad de información acumulada se duplica cada 18 meses y por lo tanto el crecimiento en volumen cumple perfectamente con la ley de Moore (1965).
Esto no es una casualidad, ya que mientras el avance del área de los espejos primarios de los telescopios a lo largo de los años se ha duplicado aproximadamente cada 25 años, el número de píxeles de un detector CCD (Charged Coupled Device) se duplica cada 2 años (ver figura 1). Esto quiere decir que aun cuando el tamaño de los telescopios permanezca fijo durante cierto tiempo, el tener detectores CCDs más grandes y más sensibles implica generar archivos cada vez de mayor tamaño.
Esto trae como consecuencia un serio desafío a la comunidad científica internacional, ya que la cantidad de información astronómica a la que se enfrenta los grupos de investigación es realmente muy grande. Por ejemplo, hace apenas 7 años ya se calculaban el contenido de bases de datos astronómicas en varios cientos de TB (1 Terabyte = mil Gigabytes = un millón de Megabytes) (Brunner et al. 2002) y a principios de 2005 la tasa de recolección de datos se estimaba aproximadamente a un Terabyte (TB) por día. Entonces, dado que tanto el volumen de datos, así como sus tasas de recolección están creciendo exponencialmente, podríamos pensar que en pocos años nos estaremos enfrentando a bases de datos de varios PB.

operar adecuadamente la información masiva producida por diferentes medios que se utilizan para estudiar el Universo; telescopios y modelos numéricos. Un OV ofrece un ambiente federativo internacional virtual de investigación, basado en nuevas tecnologías de la información e Internet, completamente abierto a científicos y estudiantes que desean trabajar con conjuntos de datos astronómicos reales. Esta herramienta computacional reúne archivos de datos y servicios, así como complejas técnicas de exploración (minería de datos) y análisis de datos. Un OV es un excelente pretexto para realizar proyectos multidisciplinarios dónde colaboren astrofísicos y especialistas en ciencias e ingeniería de la computación (Djorgovski & Williams, 2005). Y por si fuera poco, dicho concepto puede extenderse y aplicarse fácilmente a otras áreas de la ciencia y de la sociedad en general que generan y almacenan datos de manera frecuente, como es el caso del Instituto Nacional de Estadística, Geografía e Informática (INEGI).
La definición de OV fue propuesta en la década de los años 90 a través de un sinnúmero de discusiones y talleres realizados durante el Simposio 179 de la Unión Astronómica Internacional y en la Reunión 192 de la American Astronomical Society (Djorgovski, & Beichman, 1998) En dichas discusiones se acordó que el acceso electrónico, vía Internet, a las bases de datos astronómicos de todo el mundo, es vital para investigar los detalles de nuestro Universo. Una base de datos por si sola es importante, no obstante, si deseamos realizar investigaciones que requieran un estudio multi-espectral, o pancromático, debemos tener acceso a varias bases de datos.
Así pues, los observatorios virtuales tienen como una de sus tareas fundamentales dar acceso a los astrónomos mexicanos y de todo el mundo a la información almacenada en dichas bases de datos, independientemente del lugar geográfico donde se generen o almacenen los datos. Por ejemplo, si queremos entender los detalles de la expansión de Universo y la formación de la galaxias, necesitamos hacer estudios estadísticos de tipos específicos de galaxias, así como de sus distancias y del medio ambiente donde se localizan. Esto requiere de imágenes en diferentes longitudes de onda, de miles o millones de galaxias, así como el conocimiento de sus distancias. Esta tarea resultaría casi imposible de lograr con una sola base de datos.

Arquitectura de los Observatorios Virtuales

Como ya se mencionó, un OV es una herramienta computacional que permite almacenar, accesar y procesar información de manera eficiente en grandes bases de datos distribuidas alrededor de todo el mundo, utilizando intensivamente el Internet para operar sobre los datos. De manera general podemos decir que normalmente están compuestos por varios módulos como los asociados a: la adquisición y la operabilidad de los datos, la generación de las bases de datos, las herramientas de búsquedas en las distintas bases, el diseño y desarrollo de las herramientas de reducción y procesamiento, los relacionados con la visualización, etcétera. El éxito de los OV radica en la capacidad de poder interactuar entre las distintas bases de datos de manera sencilla desde una computadora de escritorio conectada a la red, la Alianza Internacional de Observatorios Virtuales, (IVOA por sus siglas en inglés), es la entidad federativa responsable de dictar los estándares sobre la forma de “operar” los OV. Estos estándares van desde la manera en la que se “etiquetan” los datos (generar el metadato) hasta la implementación de herramientas computacionales que se aplicarán sobre ellos.
Existen diferentes grupos de trabajo en el IVOA que se encargan de generar estos estándares, los cuales están relacionados con las aplicaciones, los sistemas de búsquedas, la forma de comunicar las bases de datos, la modelación de los datos, la generación de reglas para los metadatos, entre otros. IVOA agrupa a 15 países (Alemania, Armenia, Australia, Cánada, China, España, Estados Unidos, Francia, Hungría, India, Italia, Japón, Korea, Reino Unido y Rusia,) y a la Comunidad Europea (ver figura 2), algunos de los miembros cuentan con telescopios terrestres o naves espaciales, como es el caso de Estados Unidos, pero otros no, tal como la India, sin embargo, todos trabajan en el desarrollo de diversas herramientas computacionales para operar las bases de datos, que están disponibles para la comunidad científica.
 Figura 2. Alianza Internacional de Observatorios Virtuales.
Afortunadamente, ya es posible contar con un gran número de herramientas que facilitan la manera de llevar a cabo la minería de datos, la cual consiste literalmente en “extraer” la información valiosa de una “montaña de datos”. Existen aplicaciones desarrolladas por el grupo de programadores del IVOA, como TOPCAT, por mencionar alguna, que mediante una interfase gráfica interactiva proporciona muchas de las facilidades que los astrónomos necesitan para analizar y manipular datos (ver figura 3), por ejemplo, maneja diferentes formatos de datos como FITS y VOTable, además de ofrecer diferentes formas de visualizarlos y analizarlos. Cabe mencionar que una de sus principales fortalezas es la de acceder rápidamente a grandes volúmenes de datos.

Figura 3. Ejemplo del tipo interfases que utiliza Topcat (Mark Allen).
Observatorios Virtuales Teóricos
Es bien sabido que las simulaciones numéricas juegan un papel fundamental para estudiar y entender la evolución de diferentes eventos astronómicos que ocurren en el Universo, ya que estos fenómenos cósmicos necesitan de miles o millones de años para desarrollarse y nos sería imposible llevar un seguimiento puntual debido a que los seres humanos vivimos en promedio 80 años. Hoy en día gracias al uso de equipos de cómputo de alto rendimiento y al desarrollo de complejos códigos numéricos astrofísicos, es posible llevar a cabo simulaciones numéricas astrofísicas con gran detalle a muy alta resolución. Esto trae como consecuencia que la cantidad de datos generados por cada una de estas simulaciones sea muy grande, no sólo por la simulación numérica resultante, sino porque para llegar al resultado deseado en ocasiones se requiere llevar a cabo un sinnúmero de cálculos numéricos previos.
El concepto de Observatorio Virtual Teórico (OVT), está estrechamente relacionado con un OV, sólo que en lugar de almacenar datos obtenidos con telescopios, esta conformado por datos generados por modelos astrofísicos teóricos. El objetivo de este tipo de observatorios es el de proporcionar a la comunidad científica con poca o nula experiencia en códigos numéricos, una serie de herramientas computacionales que le permitan realizar simulaciones numéricas, ejecutando remotamente un código o bien utilizando datos de cálculos numéricos que ya han sido ejecutados con anterioridad, aprovechando las características que ofrece el envío de datos por Internet y en su caso las redes de alta velocidad.
En el 2004 se creó el “IVOA Theory Interest Group”, el cual tiene como objetivo principal garantizar que los datos teóricos estén considerados en los procesos de estandarización del Observatorio Virtual, una de sus principales tareas es desarrollar herramientas que permitan comparar los resultados teóricos con las observaciones y viceversa. Algunos ejemplos de OVT que se han realizado en otros países se pueden ver en la tabla 1.

Tabla 1. Ejemplos de algunos Observatorios Virtuales Teóricos.

Observatorio Virtual Solar Mexicano

En el caso particular de México, la UNAM a través de la Dirección General de Servicios de Cómputo Académico y de los Institutos de Astronomía y Ecología desarrollaron el primer Observatorio Virtual Solar de nuestro país, el Observatorio Virtual Solar Mexicano (OVSM). Este fue diseñado a partir de la premisa de crear una herramienta computacional sencilla de utilizar, que cumpliera con los requisitos básicos de un Observatorio Virtual, donde la base de datos se genera automáticamente con resultados de simulaciones numéricas que son ejecutadas remotamente en un servidor, y no con datos observacionales. Sus características hacen que sea una excelente opción para que estudiantes o investigadores que trabajan con datos observacionales, cuenten con un modelo hidrodinámico opcional que les permita interpretar sus datos.
Es importante mencionar que esta herramienta computacional está diseñada para académicos que no cuentan con equipos de cómputo de alto rendimiento o no son expertos en códigos numéricos, todo se hace a través de una interfase web intuitiva. Hasta el momento el OVSM está orientado al estudio de la Evolución de Eyecciones de Masa Coronal (EMC) en el Medio Interplanetario, tema de gran interés para investigadores dedicados a estudiar problemas vinculados al clima espacial, el cual es un conjunto de fenómenos e interacciones que se desarrollan en el medio interplanetario y que está regulado fundamentalmente por la actividad que se origina en el Sol, y nos proporciona información sobre el estado de perturbación del ambiente entre la Tierra y el Sol (ver figura 4).

Figura 4. En esta imagen se muestran 2 EMC simétricamente opuestas. Las observaciones se realizaron el 8.Diciembre.2000 con la nave espacial SOHO, utilizando el coronógrafo LASCO-C2. Una imagen del EIT tomada el mismo día ha sido sobrepuesta en lo que sería el coronógrafo C2, el cual es usado para ocultar la luz fotosférica y poner así de manifiesto la débil señal coronal en luz blanca. (Solar & Heliospheric Observatory, SOHO).
La arquitectura computacional del OVSM está basada en tres módulos; el primero corresponde al diseño de la Interfaz gráfica de usuario (GUI por sus siglas en inglés), el segundo está relacionado con la ejecución de la simulación numérica remota y el tercero con la generación de la base de datos. Cada uno de estos módulos está vinculado entre sí (ver Hernández-Cervantes, et al. 2008).
Algunos ejemplos de otros Observatorios Virtuales Solares que se han desarollado se muestran en la tabla 2.

Tabla 2. Ejemplos de algunos Observatorios Virtuales Teóricos.
Conclusiones
El desarrollo de la Astronomía esta íntimamente ligada a los avances tecnológicos, en el caso de los Observatorios Virtuales, las nuevas tecnologías de la información han facilitado a la comunidad científica el manejo de los enormes volúmenes de datos, generados por telescopios y como resultado de diferentes simulaciones numéricas, proporcionándoles una excelente herramienta para hacer investigación de frontera y ofreciendo la posibilidad de combinar la observación con la teoría y viceversa, con el objeto de entender el desarrollo de nuestro Universo.
Agradecimientos
Este trabajo fue parcialmente financiado por el proyecto PAPIIT IN121609-3 de la DGAPA, UNAM.
Bibliografía
Brunner, R., Djorgovski, S.G., Prince, T., & Szalay, A. 2002, in: Handbook of Massive Data Sets, eds. J. Abello et al., Dordrecht: Kluwer Academic Publ., p. 931.
Chandra X-Ray Observatoryhttp://physics.nist.gov/PhysRefData/Chandra/index.html
Djorgovski, S.G., & Beichman, C. 1998, BAAS, 30, 912.
Djorgovski, S. G.; Williams, R., 2005, From Clark Lake to the Long Wavelength Array: Bill Erickson’s Radio Science ASP Conference Series, Vol. 345, edited by N. Kassim, M. Perez, M. Junor, and P. Henning, p.517-530
Faint Images of Radio Sky at Twenty Centimeters, http://sundog.stsci.edu/
Hernández-Cervantes, L., González-Ponce A., Santillán A. and Salas G., “Computational backbone of the Mexican Virtual Solar Observatory”, VII Conferencia Latinoamericana de Geofísica Espacial, Mérida, Mérida, Yucatán, 2008.
Hubble Space Telescope, http://www.stsci.edu/hst/
International Virtual Observatory Alliance, http://www.ivoa.net/
Large Synoptic Survey Telescope, http://www.lsst.org/lsst
Mark Allen, Overview of VO applications, “Astronomy with Virtual Observatories”, Pune, India, Oct 15, 2007
Moore, G., 1965, “Cramming More Components onto Integrated Circuits”, Electronics Magazine Vol. 38, No. 8.
Observatorio Virtual Solar Mexicano, http://mvso.astroscu.unam.mx
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Fuente: OEI/Revista Digital Universitaria [en línea] de la UNAM.  Artículo original:  “Observatorios Virtuales Astrofísicos Liliana Hernández Cervantes, Alfredo Santillán González y Alejandro R. González-Ponce. Revista de la UNAM, 10 de Octubre de 2009, Vol. 10, No. 10. 
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La tremenda generación de datos de los nuevos proyectos de sondeo del cielo y otros, han motivado la necesidad no sólo de una mayor capacidad de almacenamiento, sino también mayor capacidad de procesamiento y posterior análisis para extraer nueva información, que deben realizarse al mismo ritmo de la adquisición de datos, de modo de poder ir encontrando nuevos objetivos de búsqueda para los instrumentos de registro (reorientando la búsqueda) y las investigaciones asociadas. Por supuesto , este tipo de tareas que deben realizarse al mismo ritmo de la adquisición de datos no son ejecutables por humanos, asi que debe recurrirse a procesos computacionales automáticos  La especialidad que se dedica a dar respuestas a estos temas se denomina”Big Data” (Grandes Volúmenes de Datos) y también se aplica en una variedad de campos del conocimiento aparte de la Astronomía. Dentro de Big Data, el proceso cuyo objetivo es extraer nueva información a partir del conjunto de datos se denomina “Minería de Datos” ( su abreviatura en Inglés es “DM”, “Data Mining”).
A su vez “BIg Data” comparte y utiliza las herramientas de un tema mayor: La Inteligencia Artificial (su abreviatura en Inglés es”AI”, Artificial Intelligence).
Presentamos a continuación  una serie de artículos sobre estos temas y ejemplos de su aplicación a los más diversos campos:
  Colecciones de artículos sobre “Inteligencia Artificial” en los medios:
Sobre “Big Data” & “Data Mining”:
           Colecciones de artículos sobre “Big Data” en los medios:
Videos:
         Sobre Big Data y Data Mining:
       
         Sobre Inteligencia Artificial:
        Conferencias sobre Inteligencia Artificial: