Quedan sólo 5 lugares para la excursión al XVIIº Congreso Internacional de la LIADA en Santa Fé Argentina Sábado 25 de Junio:  Jornada Observacional de Invierno, Chacra de Antonio Labrador (Parador Tajes) Invitación a los socios de la AAA al XVIIº Congreso Internacional de la LIADA en Santa Fé Argentina Boletín de Astronomía Observacional y Notas (Para Uruguay)

Quedan sólo 5 lugares para la excursión al XVIIº Congreso Internacional de la LIADA en Santa Fé Argentina


Con motivo de celebrarse el XVIIº Congreso Internacional de la LIADA en la sede del CODE en Santa Fé los días 8 y 9
de Octubre del corriente año, la AAA organiza una excursión con salida de Montevideo el día 7 de Octubre y regreso
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Sábado 25 de Junio: Jornada Observacional de Invierno, Chacra de Antonio Labrador (Parador Tajes)


Jornada Observacional de Invierno
Chacra de Antonio Labrador (Parador Tajes)

Sábado 25 de Junio

Reeditamos la clásica y exitosa salida a la Chacra de Antonio en Proximidades del Parador Tajes.

La salida está prevista para las 16:00hs del …

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Invitación a los socios de la AAA al XVIIº Congreso Internacional de la LIADA en Santa Fé Argentina


Con motivo de celebrarse el XVIIº Congreso Internacional de la LIADA en la sede del CODE en Santa Fé los días 8 y 9 de Octubre
del corriente año, la AAA organiza una excursión con salida de Montevideo  el día 7  de  Octubre y regreso el día 10.  E…

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Boletín de Astronomía Observacional y Notas (Para Uruguay)

ASOCIACIÓN DE AFICIONADOS A LA ASTRONOMÍA·
LUNES, 2 DE MAYO DE 2016

Por Fernando Giménez Minonne – Redacción Web

*** CONSULTE EL ESTADO DEL TIEMPO PARA COORDINAR ACTIVIDADES EN LOS DIFERENTES SITIOS DE METEO***

Despues…

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Un tweet permitió descubrir una estructura de estrellas en forma de “X” que marca el lugar del centro de la Vía Láctea.

Dos astrónomos, con la ayuda de Twitter-han puesto al descubierto la evidencia más fuerte de que una enorme estructura en forma de X hecho de estrellas se encuentra dentro del núcleo central de la Vía Láctea.

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Los modelos anteriores de ordenador, las observaciones de otras galaxias, y las observaciones de nuestra propia galaxia han sugerido la existencia de la estructura en forma de X. Pero nadie la  había observado directamente; y algunos astrónomos argumentaron que la investigación anterior que señaló indirectamente a la existencia de la X podría explicarse de otras maneras.

“Hubo controversia sobre si existía la estructura en forma de X,” dice el Dr. Dustin Lang , investigador asociado en el Instituto Dunlap de Astronomía y Astrofísica de la Universidad de Toronto, y co-autor del artículo que describe el descubrimiento.”Pero nuestro trabajo da una buena visión de la base de nuestra propia galaxia. Creo que se ha proporcionado una muy buena evidencia para la existencia de la estructura en forma de X “.

Los resultados aparecen en la edición de julio de la revista Astronomical Journal . La autora principal es la Dra. Melissa Ness , una investigadora postdoctoral en el Instituto Max Planck de Astronomía en Heidelberg.

La Vía Láctea es una galaxia espiral barrada: una colección en forma de disco de polvo, gas y miles de millones de estrellas, de 100.000 años luz de diámetro. Está lejos de ser una estructura de disco simple, estando compuesta por dos brazos espirales, una característica en forma de barra que corre a través de su centro, y un abultamiento central de estrellas. La protuberancia central, como las protuberancias de otras galaxias barradas, se asemeja a una caja rectangular o en forma de cacahuete, como la vemos, desde dentro del plano de la galaxia. La estructura en forma de X es una componente integral de la protuberancia.

Xbulge-fit-resid_300pxLos astrónomos creen que el bulto podría haberse formado de dos maneras diferentes: puede haberse formado cuando la Vía Láctea se fusionó con otras galaxias; o se puede haber formado sin la ayuda de las influencias externas como una consecuencia de la barra, que a su vez se forma del disco galáctico en evolución.

Imagen de acercamiento mejorada de la protuberancia central de la Glalaxia y la estructura en forma de “X” en tono de azul. Crédito: D.Lang/Dunlap Institute.

El hallazgo de Lang y Ness apoya el último modelo que predice la protuberancia en forma de caja- o  de cacahuete y la “X” galáctica.

Esta última, vista más clara de la protuberancia surgió cuando Lang volvió a analizar los datos publicados anteriormente del Wide field Infrared Survey Explorer (WISE), un telescopio espacial lanzado por la NASA en el 2009. Antes de terminar su misión inicial en el 2011, WISE inspeccionó la totalidad del cielo en el infrarrojo tomando imágenes de tres cuartas partes de los mil millones de galaxias, estrellas y asteroides.

“El bulto o protuberancia, es una firma clave de la formación de la Vía Láctea”, dice Ness. “Si entendemos el bulto vamos a entender los procesos clave que  han formado y moldeado nuestra galaxia.”

“La forma de la protuberancia nos da indicios acerca de cómo se ha formado. Vemos la morfología en forma de X y de caja cuadrada tan claramente en la imagen de WISE y esto demuestra que los procesos de formación internos han sido los que impulsan la formación de la protuberancia. ”

También es evidencia de que nuestra galaxia no experimentó grandes eventos de fusión con otras galaxias desde que se formó el bulto. Si lo hubiera hecho, las interacciones con otras galaxias  hubieran interrumpido la formación de estas estructuras.

El análisis de Lang fue pensado originalmente para ayudar en su investigación en el mapeo de la red de galaxias más allá de la Vía Láctea. Para ayudar a explorar los mapas que había desarrollado a partir de los datos de WISE, creó un mapa interactivo de navegación web y twitteó una imagen de todo el cielo.

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Uno de los tweets originales mostrando el mapa de nuestra galaxia realizado a partir de la imágenes de WISE. La “X” es visible en el centro de la imágen. Crédito:D. Lang; Dunlap Institute.

“Ness vio el tweet e inmediatamente reconoció la importancia de la estructura en forma de X”, dice Lang. “Quedamos en encontrarnos en una próxima conferencia a la que asistíamos ambos. El documento nació de esa reunión. Ese es el poder de los grandes sondeos y la ciencia abierta! ”

 

 

 

Notas adicionales:

1) El Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA en Pasadena, California, administra y opera WISE para el Directorio de Misiones Científicas de la NASA en Washington. La nave espacial se puso en modo de hibernación en el 2011, después de  escanear todo el cielo en dos ocasiones, completando de este modo sus principales objetivos.En Septiembre del 2013, se reactivó WISE, se la renombró como NEOWISE y se le asignó una nueva misión para ayudar en los esfuerzos de la NASA para identificar objetos cercanos a la Tierra potencialmente peligrosos. Para obtener más información sobre WISE: http://nasa.gov/wise

2) Con la colaboración del Instituto Max Planck de Astronomía y el Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA.

 

Publicación:

La forma de X de la protuberancia de la Vía Láctea Revelada por WISE :http://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-6256/152/1/14.

Fuente: Dunlap Institute, University of Toronto.     Artículo oiginal: “X” marks the spot at the centre of the Milky Way Galaxy”

Selección y traducción del artículo: Equipo de Redacción Web de la AAA.

El Material relacionado, asi como los libros, links y videos fueron proporcionados por el Equipo de Biblioteca de la AAA.

Material relacionado:

Presentaciones:

 

En Inglés:

 

        Los proyectos profesionales antiguos y presentes  dedicados al estudio de la Vía Láctea:

El proyecto GAIA-ESO en el VLT y la Misión Espacial GAIA-ESA:

 

        Proyectos Pro-Am (colaboración entre profesionales y amateurs): http://www.citizensciencealliance.org/projects.html , entre los cuales destacamos: The Milky Way Project; más información: (1)(2).

 

       Videos:

       Libros:  Nota: Los libros de editorial Springer que aquí se mencionan están disponibles en Timbó.

Libros de Introducción a la Astronomía que tratan bien el tema:

Capítulos interesantes que se refieren a la Vía Láctea, en libros conocidos :

Libro de nivel avanzado:

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Un sorprendente planeta con tres soles

Un equipo de astrónomos ha utilizado el instrumento SPHERE, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, para obtener una imagen del primer planeta encontrado en una amplia órbita dentro de un sistema triple de estrellas. Se supone que la órbita de un planeta de este tipo debería ser inestable, probablemente dando como resultado la rápida eyección del planeta, que sería expulsado del sistema. Pero, de alguna manera, este ha permanecido en él. Esta inesperada observación sugiere que este tipo de sistemas puede ser más común de lo que se pensaba. Los resultados se publicarán en línea en la revista Science el 07 de julio de 2016.

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Esta ilustración muestra una visión del sistema estelar triple HD 131399 visto desde una posición cercana al planeta gigante que orbita al sistema. El planeta es conocido como HD 131399Ab y aparece en la parte baja-izquierda de la imagen.Situado a unos 320 años luz de la Tierra, en la constelación de Centauro, HD 131399Ab tiene unos 16 millones de años de edad, lo que lo convierte también en uno de los exoplanetas más jóvenes descubiertos hasta la fecha y en uno de los pocos planetas de los que se ha obtenido una imagen directa. Con una temperatura de alrededor de 580 grados centígrados y una masa estimada de cuatro masas de Júpiter, es también uno de los exoplanetas más fríos y menos masivos captados con imagen directa. Crédito: ESO/L. Calçada/M. Kornmesser.

El planeta natal de Luke Skywalker, Tatooine (en la saga de Star Wars, La Guerra de las Galaxias), era un extraño mundo con dos soles en el cielo. Pero ahora los astrónomos han encontrado un planeta en un sistema aún más exótico, en el que un observador experimentaría la luz constante del día o podría disfrutar de amaneceres y puestas de sol triples cada día, dependiendo de las estaciones, más largas que una vida humana.

Este mundo ha sido descubierto por un equipo de astrónomos liderado por la Universidad de Arizona (Estados Unidos), usando imagen directa en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, en Chile. El planeta, HD 131399Ab [1] no se parece a ningún  otro mundo conocido —su órbita alrededor de la más brillante de las tres estrellas es la más grande descubierta hasta ahora dentro de un sistema estelar múltiple. Tales órbitas suelen ser inestables debido a la compleja y cambiante atracción gravitatoria de las otras dos estrellas del sistema, y se pensaba que la existencia de planetas en órbitas estables era muy poco probable.

Situado a unos 320 años luz de la Tierra, en la constelación del Centauro, HD 131399Ab tiene unos 16 millones de años de edad, lo que lo convierte también en uno de los exoplanetas más jóvenes descubiertos hasta la fecha y en uno de los pocos planetas de los que se ha obtenido una imagen directa. Con una temperatura de alrededor de 580 grados centígrados y una masa estimada de cuatro masas de Júpiter, es también uno de los exoplanetas más fríos y menos masivos captados con imagen directa.

“HD 131399Ab es uno de los pocos exoplanetas que han sido captados con imagen directa y es el primero con una configuración dinámica tan interesante”, afirma Daniel Apai, de la Universidad de Arizona (EE.UU.) y uno de los coautores del nuevo artículo.

“Aproximadamente durante la mitad de la órbita del planeta, que dura 550 años terrestres, pueden verse tres estrellas en el cielo; las dos más débiles están siempre mucho más cerca la una de la otra y cambian su aparente separación con respecto de la estrella más brillante a lo largo del año”, añade Kevin Wagner, primer autor del artículo y descubridor de HD 131399Ab [2].

Kevin Wagner, estudiante de doctorado en la Universidad de Arizona, identificó al planeta entre cientos de planetas candidatos y dirigió las observaciones de seguimiento para verificar su naturaleza.

El planeta también marca el primer descubrimiento de un exoplaneta con el instrumento SPHERE, instalado en el VLT. SPHERE es sensible a la luz infrarroja, lo que le permite detectar las firmas de calor de los planetas jóvenes. Cuenta además con sofisticadas funciones que corrigen perturbaciones atmosféricas y bloquean la luz de las estrellas del sistema, ya que, de otro modo, su luz nos cegaría.

This graphic shows the orbit of the planet in the HD 131399 system (red line) and the orbits of the stars (blue lines). The planet orbits the brightest star in the system, HD 131399A.
Este gráfico muestra la órbita del planeta en el sistema HD 131399 (línea roja) y las órbitas de las estrellas (líneas azules). El planeta orbita a la estrella más brillante del sistema, HD 131399A. Crédito: ESO.

Aunque serán necesarias más observaciones a largo plazo para determinar con precisión la trayectoria del planeta entre sus estrellas anfitrionas, las observaciones y simulaciones parecen sugerir la siguiente hipótesis: se estima que la estrella más brillante es un ochenta por ciento más masiva que el Sol y dobla a HD 131399A, que a su vez está orbitada por las estrellas menos masivas, B y C, a unas 300 ua (una ua o unidad astronómica es igual a la distancia media entre la Tierra y el Sol). Al mismo tiempo, B y C giran una alrededor de la otra, separadas por una distancia aproximadamente igual a la que hay entre el Sol y Saturno.

En este escenario, el planeta HD 131399Ab viaja alrededor de la estrella A en una órbita alrededor de dos veces la de Plutón, si se compara con el Sistema Solar, y pone al planeta en una distancia de un tercio de la separación entre la estrella A y el par B/C. Los autores señalan que se pueden dar varios escenarios, y el veredicto de la estabilidad a largo plazo del sistema tendrá que esperar observaciones de seguimiento planificadas que establecerán la órbita del planeta con mayor precisión.

“Si el planeta estuviera más lejos de la estrella más masiva del sistema, sería expulsado del sistema”, explica Apai.“Nuestras simulaciones por ordenador han demostrado que este tipo de órbita puede ser estable, pero si cambias algo del entorno, aunque sea solo un poco, pueden convertirse en inestables muy rápidamente”.

Los planetas en sistemas estelares múltiples son de especial interés para los astrónomos y los científicos planetarios, ya que proporcionan un ejemplo de cómo funciona el mecanismo de formación planetaria en estos escenarios más extremos. Aunque a nosotros, que vivimos en nuestra órbita alrededor de nuestra solitaria estrella, los sistemas estelares múltiples nos parezcan exóticos, se trata, en realidad, de sistemas tan comunes como las estrellas individuales.

“No está claro cómo este planeta terminó teniendo esa órbita amplia en este sistema extremo, y no podemos decir todavía lo que esto implica para una comprensión más amplia de los tipos de sistemas planetarios, pero muestra que hay más variedad de la que se ha considerado posible hasta ahora”, concluye Kevin Wagner. “Lo que sí sabemos es que, aunque los planetas en sistemas múltiples estelares se han estudiado mucho menos, son potencialmente tan numerosos como los planetas en sistemas de estrellas individuales”.

This annotated composite image shows the newly discovered exoplanet HD 131399Ab in the triple-star system HD 131399. The image of the planet was obtained with the SPHERE imager on the ESO Very Large Telescope in Chile. This is the first exoplanet to be discovered by SPHERE and one of very few directly-imaged planets. With a temperature of around 580 degrees Celsius and an estimated mass of four Jupiter masses, it is also one of the coldest and least massive directly-imaged exoplanets. This picture was created from two separate SPHERE observations: one to image the three stars and one to detect the faint planet. The planet appears vastly brighter in this image than in would in reality in comparison to the stars.
Esta imagen con anotaciones, muestra el nuevo exoplaneta descubierto HD1313999Ab in el sistema estelar triple HD131399. La imagen del planeta fue obtenida con el instrumento SPHERE colocado en el Very Large Telescope de ESO en Chile. Es el primer exoplaneta descubierto con SPHERE y uno de los escasos planetas directamente fotografiados. Con una temperatura de alrededor de 580ºC (Celsius) y una masa estimada de 4 veces la masa de  Júpiter, es también uno de los más fríos y de menor masa entre los planetas directamente fotografiados. Esta imagen fue creada a partir de dos observaciones separadas realizadas por SPHERE: una que capta la imagen de las tres estrellas y la otra que detecta la débil luz del planeta. El planeta aparece mucho más brillante en esta imagen de lo que sería en la realidad en comparación a las estrellas.

Notas

[1] Las tres componentes de la estrella triple se denominan HD 131399A, HD 131399B y HD 131399C respectivamente, en orden decreciente de brillo. El planeta orbita la estrella más brillante y por lo tanto, se llama HD 131399Ab.

[2] Durante gran parte del año del planeta las estrellas aparecerían juntas en el cielo, dándole un lado de noche y un lado de día y una única triple puesta de sol y amanecer cada día. A medida que el planeta se mueve a lo largo de su órbita, las estrellas se separan un poco cada día, hasta llegar a un punto donde el amanecer de una coincide con la puesta de la otra —momento en que el planeta está casi constantemente de día en un cuarto de su órbita o, aproximadamente, durante 140 años terrestres.

Información adicional

Este trabajo de investigación se ha presentado en el artículo científico titulado “Direct Imaging Discovery of a Jovian Exoplanet Within a Triple Star System”, por K. Wagner et al., que aparece en la revista Science el 7 de julio de 2016.

El equipo está formado por Kevin Wagner (Observatorio Steward, Universidad de Arizona, Tucson, Arizona, EE.UU.); Dániel Apai (Observatorio Steward y Laboratorio Lunar y Planetario, Universidad de Arizona, Tucson, Arizona, EE.UU.); Markus Kasper (ESO, Garching, Alemania), Kaitlin Kratter (Observatorio Steward, Universidad de Arizona, Tucson, Arizona, EE.UU.); Melissa McClure (ESO, Garching, Alemania); Massimo Robberto (Instituto de Ciencia con el Telescopio Espacial, Baltimore, Maryland, EE.UU.) y Jean-Luc Beuzit (Universidad Grenoble Alpes, Instituto de Planetología y de Astrofísica de Grenoble, Grenoble, Francia; Centro Nacional de Investigaciones Científicas).

Fuente: ESO.   Artículo original: “Un sorprendente planeta con tres soles“.

Selección del artículo: Equipo de Redacción Web de la AAA

El Material relacionado, links y videos fueron proporcionados por el Equipo de la Biblioteca Virtual de la AAA.

Material relacionado:

Sistemas de múltiples estrellas:

Las estrellas más abundantes, ¿son las simples o las múltiples?,  ¿nacen sólas o en grupos? :

Planetas Extrasolares: Remitimos al lector al siguiente artículo donde también encontrará links seleccionados:

 

Videos:

En Inglés:

 

Dos estudios sobre la órbita caótica del cometa Halley y su destino.

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Comet 1P Halley 1910. Esta imagen reconstruida con computadora fue procesada en el Observatorio Nacional Kitt Peak a aprtir de la placa original en blano y negro tomada en 1910 en el Observatorio Lowell (Flagstaff, Arizona). Los colores son falsos e indican distintos tipos de brillo en la imagen. Una cola de iones Tipo 1 es visible encima de una cola de polvo Tipo II. Minimum credit line: Lowell Observatory/NOAO/AURA/NSF.

Sin lugar a dudas, el cometa más conocido es el cometa Halley. Observado por primera vez en la antigüedad tal vez ya en el 446 AC, ha vuelto desde entonces al del Sistema Solar Interior aproximadamente cada 76 años para inspirar o asustar a nuestros antepasados. Su periodicidad la señaló por primera vez en 1705 el famoso astrónomo Inglés Edmond Halley  que utilizó la entonces nueva Teoría de la Gravitación desarrollada por Isaac Newton para predecir su retorno. La reaparición del cometa Halley en 1759 fue aclamada como una reivindicación triunfante de la Física Newtoniana y la capacidad de predicción de la Mecánica Orbital. También es el origen de la designación astronómica oficial del cometa 1P / Halley – el nombre de su descubridor, Halley, y el primer cometa periódico reconocido, por lo tanto, “1P /”.

Desde esa famosa predicha aparición, el cometa Halley ha vuelto al  del Sistema Sola Iinterior tres veces con el último pasaje por el perihelio llevado a cabo en 1986 (cuando muchos de los lectores eran demasiado jóvenes para recordarlo o todavía ni siquiera habían nacido !). Durante este pasaje cercano en 1986 – el primero desde el comienzo de la Era Espacial – el cometa Halley se estudió a corta distancia por una verdadera armada de naves espaciales de Europa, Japón y la Unión Soviética ya desaparecida (ver ” Las Misiones en el cometa Halley “) .Desde entonces, el cometa Halley ha completado más de un tercio de su viaje alrededor del Sol ya que hace su camino a través de las profundidades del Sistema Solar Exterior y hacia su próximo encuentro cercano con el Sol en el año 2061.

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Orbita del Cometa Halley. Crédito: Blogspot El Cosmos.

Al estar tan bien estudiado, muchos podrían esperar que sabemos mucho sobre el cometa Halley incluyendo su órbita y de dónde vino. Los astrónomos han determinado con gran precisión que el cometa Halley se encuentra actualmente en una órbita elíptica con un semieje mayor de 17,83 UA, una excentricidad de 0,967, con una inclinación de 162.26 ° (es decir, que orbita hacia atrás alrededor del Sol en comparación con los planetas) y un período de 75.32 años. A pesar de que muchos de los parámetros de su órbita se conocen con una precisión tan buena como una parte por millón, estudios anteriores de la evolución de su órbita , teniendo en cuenta  que es perturbado por Júpiter y otros planetas, han demostrado que es caótica. El adjetivo “caótica” no quiere decir al azar, sino  se refiere al hecho de que muy ligeras diferencias en las condiciones iniciales supuestas para la órbita  del cometa conducen a predicciones cada vez más divergentes  de su posición a medida que vamos  más atrás en el tiempo. Esto parece bastante irónico teniendo en cuenta que la predicción del regreso del cometa Halley hace tres siglos se consideró como  prueba de la validez de la Física de Newton y la aparición de la “regularidad de reloj” del Sistema Solar implicada por sus modelos.

Núcleo del Cometa Halley. Composición de imágenes a  partir de las fotografías tomadas por la nave Giotto. Crédito de la Imagen: ESA.

Las propiedades de su órbita y su composición obtenidas a partir de mediciones realizadas por naves esapciales e instrumentos basados en tierra sugieren fuertemente que el cometa Halley vino originalmente de la distante Nube de Oort . Es también conocido que su órbita ha experimentado una variedad de resonancias en los milenios anteriores y que ha sido fuertemente afectada por Jupiter, así como Saturno en menor medida. Diversos cálculos orbitales realizados durante las últimas décadas han demostrado que es imposible hacer predicciones significativas de la ubicaión precisa del cometa Halley para más de unos pocos miles de años en el pasado. Como resultado, simplemente no es posible determinar exactamente cuando el cometa Halley salió de la nube de Oort y el tiempo que ha pasado entre los planetas exteriores antes de su primer paso cercano a través del Sistema Solar Interior.

Pero ¿qué pasará en el futuro? Al igual que su pasado, el futuro del cometa Halley es imposible de predecir con certeza. Los estudios realizados en el último tercio de siglo han confirmado que su órbita es caótica. Pero un estudio ( presentado en el 2014) de la dinámica orbital del cometa Halleyrealizado por Marco A. Muñoz-Gutiérrez (Instituto de Astronomía de la Universidad Nacional Autónoma deMexico) junto a dos colegas ha permitido  averiguar el probable destino del cometa y la estimación de cuánto tiempo va a tomar.

A diferencia de estudios anteriores, el análisis de las integraciones numéricas de la órbita del cometa Halley realizado por Muñoz-Gutiérrez et al. , les ha permitido definir con precisión por primera vez una cantidad conocida como el exponente de Lyapunov. Esta cantidad matemática caracteriza la tasa de separación de trayectorias infinitesimalmente cercanas y es vital para predecir el intervalo de tiempo hasta la aparición de un comportamiento caótico. Mediante la exploración de la evolución orbital de 33.300 partículas de prueba divididas en cuatro series distintas de  integraciones numéricas largas, exploraron las variaciones de los parámetros orbitales de diferentes maneras. Muñoz-Gutiérrez et al. fueron capaces de determinar la caoticidad de la órbita del cometa como una función del espacio de fases y crearon lo que ellos llaman “mapas de tiempo de supervivencia ” así como también cómo calcular con precisión el exponente de Lyapunov.

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Descripción del Núcleo del Cometa Halley. Crédito: ESA

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Muñoz-Gutiérrez et al. encontraron un valor del exponente de Lyapunov que muestra que la órbita del cometa Halley es caótica en escalas de tiempo  de menos de un siglo que sugiere que su posición no puede predecirse con precisión durante intervalos de tiempo de extensión mucho mayor que esta. Sus mapas sugieren que la escala de tiempo  de supervivencia para partículas de prueba cuyos parámetros orbitales,  semieje mayor o excentricidad, difieren en menos de la incertidumbre de las observaciones de hoy en día, varian de 10 4 a 10 6 años con una media de 300.000 años. Parece probable que el cometa Halley o bien chocará con otro cuerpo del Sistema Solar o será eyectado del mismo en tan sólo 10.000 años. Si de alguna manera escapa a cualquiera de estos destinos, Muñoz-Gutiérrez et al. concluyen que parece probable que la órbita del cometa Halley evolucionará hacia una excentricidad aún mayor, y a una menor inclinación de su órbita respecto de la actual.

Sin embargo, parece poco probable que el núcleo del cometa Halley tendrá una duración de decenas de miles de años o más, para cumplir con este último destino potencial. Durante cada paso por el perihelio, cerca del Sol el núcleo pierde una pequeña cantidad de masa debido a la sublimación de hielos y la pérdida de polvo. En su actual tasa de pérdida de masa, se ha estimado que el núcleo del cometa Halley se verá seriamente disminuido o incluso dejará de existir en tan sólo 15.000 años. Sólo el tiempo dirá si el cometa Halley terminará su existencia como una corriente de polvo en órbita solar, o impactará a otro cuerpo en el Sistema Solar o será expulsado de su lugar de  nacimiento, al frío vacío del espacio interestelar. Ya que nuestra civilización actual es poco probable que sobreviva tanto tiempo (históricamente, algunas civilizaciones duraron algo más de un puñado de miles de años), tal vez nuestros lejanos descendientes sabrán del destino del cometa Halley.

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Orbita de la nave espacial Giotto para su encuentro con el Cometa Halley. Crédito: ESA

Un segundo estudio realizado por investigadores holandeses y escoceses dirigidos por Simón Portegies Zwart (Universidad de Leiden) da una explicación para la órbita caótica del cometa Halley. Los hallazgos fueron aceptados hace pocos días, para su publicación en la revista “Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”.

A pesar de su retorno periódico, la órbita del cometa no puede predecirse con exactitud. Esto se debe en parte a los procesos en el interior del cometa y en parte porque la órbita del Halley es perturbada por la interacción caótica con los planetas y cuerpos menores del Sistema Solar. A continuación describimos los principales hallazgos.

Estable

La opinión predominante entre los astrónomos es que la órbita del cometa Halley no se puede calcular con exactitud debido a que la órbita es  caótica en una escala de tiempo de sólo setenta años. El equipo de astrónomos ha demostrado ahora que la órbita del cometa es estable durante más de trescientos años. Eso es mucho más de lo esperado.

Venus

“Hicimos los cálculos con una precisión jamás antes lograda de la dinámica del Halley y los planetas”, dijo el investigador Tjarda Boekholt (Universidad de Leiden). “Para nuestra sorpresa la órbita del Halley fue más fuertemente influenciada por el planeta Venus y no por Júpiter, el planeta que siempre fue señalado como el más perturbador.

Júpiter

En unos tres mil años el cometa pasará relativamente cerca del planeta Júpiter, por lo que  obtendrá un gran impulso. A partir de entonces Venus ya no será el principal perturbador y Júpiter tomará ese papel. ‘A partir de ese momento las predicciones de la órbita serán menos precisas, debido a que el efecto de la gravedad de Júpiterque no se conoce en forma exacta introduce un error relativamente grande en nuestros cálculos “, dice otro de los investigadores Inti Pelupessy (Universidad de Leiden).

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Un Gran Impacto: resolviendo el misterio de cómo se formaron las lunas de Marte

¿De dónde vienen los dos satélites naturales de Marte, Fobos y Deimos,? Durante mucho tiempo, su forma sugirió que eran asteroides capturados por Marte. Sin embargo, la forma y el curso de sus órbitas contradicen esta hipótesis. Dos estudios independientes y complementarios proporcionan una respuesta a esta pregunta. Uno de estos estudios, que se publicará en la revista The Astrophysical Journal y predominantemente realizado por investigadores del CNRS y Aix-Marseille Université 1 , descarta la captura de asteroides, y muestra que el único escenario compatible con las propiedades de la superficie de Fobos y Deimos es la de una colisión gigante. En el segundo estudio, un equipo de Francia, Bélgica, e investigadores japoneses utiliza simulaciones digitales de vanguardia para mostrar cómo estos satélites fueron capaces de formarse entre los escombros de una colisión gigante entre Marte y un protoplaneta de un tercio de su tamaño. Esta investigación, que es el resultado de la colaboración entre investigadores de la Universidad Paris Diderot y el Observatorio Real de Bélgica, en colaboración con el CNRS, Université de Rennes 1 2 y el Instituto Japonés ELSI, se publicó el 4 de julio del 2016 en el diario Nature Geoscience .

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Marte tiene dos lunas pequeñas: Fobos y Deimos. Fobos (miedo) y Deimos (pánico) fueron llamadas así aludiendo a los caballos que tiraban del carro de  guerra del  dios griego Ares, el equivalente al dios romano de la guerra Marte. Tanto Fobos como Deimos fueron descubiertos en 1877 por el astrónomo estadounidense Asaph Hall. Las lunas parecen tener materiales superficiales similares a muchos asteroides en el cinturón de asteroides exterior, lo que llevó a creer a la mayoría de los científicos que Fobos y Deimos son asteroides capturados. Crédito: NASA/Mars Exploration.
El origen de las dos lunas de Marte, Fobos y Deimos, sigue siendo un misterio. Debido a su pequeño tamaño y forma irregular, que se parecen mucho a las de los asteroides, se pensaba que Marte podría haberlos «capturado» pero nadie entendía cómo se conviertieron en satélites con órbitas casi circulares y ecuatoriales.
De acuerdo con una teoría rival, hacia el final de su formación, Marte sufrió una colisión gigante con un protoplaneta: pero ¿por qué los escombros de un impacto crearon dos pequeños satélites en lugar de una sóla luna enorme, al igual que la de la Tierra?
Una tercera posibilidad es que Fobos y Deimos se formaron al mismo tiempo que Marte, lo que implicaría que tienen la misma composición que su planeta, aunque su baja densidad parece contradecir esta hipótesis.

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Interpretación artística de la colisión gigante que puede haber producido Fobos y Deimos, junto con la cuenca Borealis. El objeto que colisionó con Marte de haber sido de aproximadamente un tercio del tamaño del planeta. En ese época, Marte era jóven y quizás tenía una atmósfera más densa y agua líquida en su superficie.  © Université Paris Diderot / LABEX UnivEarthS.

The colliding body would have been approximately one-third the size of Mars. At the time, Mars was young, and perhaps had a thicker atmosphere and liquid water on its surface.
El cuerpo chocar habría sido de aproximadamente un tercio del tamaño de Marte.En ese momento, Marte era joven, y quizás tenía una atmósfera más densa y agua líquida en su superficie.

Dos estudios independientes han resuelto el rompecabezas: las lunas de Marte deben haber surgido de una colisión gigante.
En uno de estos estudios, un equipo de investigadores belgas, franceses y japoneses ofrecen, por primera vez, un escenario completo y coherente para la formación de Fobos y Deimos, que habrían sido creados como consecuencia de una colisión entre Marte y un cuerpo primordial de un tercio de su tamaño, de 100 a 800 millones de años después del inicio de la formación del planeta.
Según los investigadores, los restos de esta colisión formaron un amplio disco alrededor de Marte (ver simulación aquí) constituido por una parte interna densa compuesta de materia en fusión, y una parte externa muy delgada principalmente de gas. En la parte interior de este disco se había formado una luna de mil veces el tamaño de Fobos, que desde entonces ha desaparecido. Las interacciones gravitatorias creadas en el disco exterior por esta luna masiva al parecer actuaron como un catalizador para la recolección de los desechos para formar otras lunas más pequeñas, más distantes.

 

A_Giant_impact_Disc&Moons_Formation

Cronología de eventos que pueden haber creado a Fobos y Deimos. 
Marte es golpeado por un  protoplaneta un tercio de su tamaño (1). Pasadas unas pocas horas se forma un disco de escombros . Los bloques de construcción  elementales  de Fobos  y Deimos (granos más pequeños que un micrómetro) condensan directamente del gas en la parte exterior del disco (2).                                                                                                                          
El disco de escombros pronto produce una luna cerca de  Marte   que se mueve más lejos y propaga su influencia  dinámica a sus dos áreas como  ondas (3), que en el transcurso de unos pocos miles de años provoca la acreción de  escombros en la zona exterior más  dispersa en dos pequeñas lunas, Fobos  y Deimos (4).    
 Bajo el efecto de la fuerza de la marea de Marte, la luna grande cae de nuevo al planeta pasados aproximadamente cinco millones de años (5), mientras los más pequeños Fobos y Deimos ocupan sus posiciones actuales en los miles de millones de años posteriores (6).  © Antony Trinh / Observatorio Real de Bélgica. 

Después de unos pocos miles de años, Marte estaba rodeado por un grupo de aproximadamente diez pequeñas lunas y una luna enorme. Unos pocos millones de años más tarde, una vez que el disco de escombros se había disipado, los efectos de la marea de Marte llevaron la mayor parte de estos satélites de nuevo sobre el planeta, incluyendo la luna muy grande. Sólo las dos pequeñas lunas más distantes, Fobos y Deimos, se mantuvieron (véase el gráfico al final de la nota de prensa).

Debido a la diversidad de los fenómenos físicos involucrados, ninguna simulación digital es capaz de modelizar todo el proceso. Pascal Rosenblatt y el equipo de Sébastien Charnoz por lo tanto tuvieron que combinar tres sucesivas simulaciones de última generación con el fin de dar cuenta de la física detrás de la colisión gigante, la dinámica de los escombros resultantes del impacto y su acreción para formar los satélites, y la  evolución a largo plazo de estos satélites. Ver video: “Formación de la Lunas de Marte“.

Mars_Disc_Debris_jpg

En la imágen se señala como el disco de restos interior repele  por resonancia a las lunas grandes recién formadas.  © LabEx UnivEarthS       
En un segundo estudio, los investigadores del Laboratorio de Astrofísica de Marsella (CNRS / Université Aix-Marsella) descartaron la posibilidad de una captura sobre la base de argumentos estadísticos apoyados en la diversidad composicional del Cinturón de Asteroides . Ellos, además, muestran que la “firma” de la luz emitida por Fobos y Deimos es incompatible con la de la materia primordial con que se formó Marte (meteoritos como condrita ordinaria, chondritas de enstatita y / o angritas). Por lo tanto, respaldan el escenario de una colisión.
A partir de esta firma de luz dedujeron que los satélites están hechos de polvo de grano fino (menor que un micrómetro). Sin embargo, el pequeño tamaño de los granos en la superficie de Fobos y Deimos no puede, según los investigadores, explicarse únicamente como la consecuencia de la erosión de los bombardeos por el polvo interplanetario. Esto significa que los satélites desde el principio estuvieron formados por granos muy finos, que sólo pueden formarse por condensación de gas en la zona exterior del disco de escombros (y no desde el magma presente en la parte interior). Ambos estudios están de acuerdo en este punto.
Por otra parte, la formación de las lunas de Marte a partir de estos granos muy finos también podría ser responsable de una alta porosidad interna, lo que explicaría su sorprendentemente baja densidad.
La teoría de la colisión gigante, que es corroborada por estos dos estudios independientes, podría explicar por qué el hemisferio norte de Marte tiene una altura menor que el hemisferio sur: la cuenca Borealis es más probable que sea el resultado de una colisión gigante, como la que  dio a luz a Fobos y Deimos.
También ayuda a explicar por qué Marte tiene dos satélites en lugar de uno sólo, como nuestra Luna, que también fue creada por una colisión gigante. Esta investigación sugiere que los sistemas de satélites que se crearon dependían de la velocidad de rotación del planeta, porque en el momento de la formación de la Luna, la Tierra estaba rotando muy rápidamente (en menos de cuatro horas), mientras que la rotación de Marte se volvió seis veces más lenta.
Las nuevas  observaciones harán que pronto  sea posible saber más acerca de la edad y la composición de las lunas de Marte. La Agencia Espacial Japonesa (JAXA) ha decidido poner en marcha una misión en el 2022, llamada  Exploración de las Lunas de Marte (MMX), la que traerá a la Tierra en el 2027 muestras del suelo de Fobos. Su análisis podría confirmar o invalidar este escenario. La Agencia Espacial Europea (ESA) ha planeado una misión similar en el año 2024 en asociación con la Agencia Espacial Rusa (Roscosmos).
Esta investigación recibió el apoyo de IPGP, el LABEX UnivEarthS, ELSI, Universidad de Kobe, el Observatorio Real de Bélgica y Idex A * MIDEX.

Fuente: CNRS.     Artículo original:A Giant Impact: Solving the mistery of how Mars’ moons formed

Selección, traducción y elección de imágnes del artículo: Equipo de Redacción Web de la AAA.

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El dióxido de carbono helado podría mantener polvoriento al suelo de Marte

Las lecturas de temperatura adquiridas desde la órbita muestran que la superficie de Marte se enfría lo suficiente por la noche para permitir que  capas de hielo de dióxido de carbono sólido de hasta varios cientos de micrómetros de espesor se acumulen cerca del ecuador.

                                                                                                                                                                                                                                                                  map_CO2_frost_Mars_png Frecuencia de la presencia de heladas de dióxido de carbono (CO 2 ) al amanecer en Marte integradas durante más de 1 año. Las frecuencias altas (amarillo) indican que el hielo de CO2  en la superficie está presente en la noche sobre la mayor parte del año, mientras que las zonas azules indican regiones donde el hielo de CO 2 raramente está presente. Las regiones donde el hielo CO 2 no se detecta están en gris,(fondo albedo). Varias regiones de latitudes medias son más frecuentemente cubiertas por heladas de CO 2  por la noche que las regiones polares, donde las capas están  por lo general ausentes durante  una gran parte del verano y el otoño. Crédito: Piqueux et al.

Gran parte de la discusión en torno a la ciencia en Marte por lo general se centra en la búsqueda de agua. Al igual que la Tierra, Marte tiene casquetes polares, compuestos principalmente de hielo de agua. Sin embargo, en el frío invierno con oscuridad total en uno de los  polos de Marte, el frío es tal que el componente principal de la atmósfera de Marte, el dióxido de carbono (CO 2 ), se congela en la superficie, formando una capa sólida.

Ahora, un nuevo estudio realizado por Piqueux et al . sugiere que el CO 2 sólido, es más común en el resto de la superficie de Marte de lo que se pensaba y toma la forma de CO 2 congelado. Su formación cíclica y sublimación podrían mantener polvoriento el suelo del planeta.

La búsqueda de hielo de CO 2  en la superficie de Marte es una tarea algo difícil. La mayoría de los instrumentos en órbita hacen sus mediciones sobre la base de la forma en que la luz del Sol se refleja en el planeta, pero el dióxido de carbono sólido se produce sólo cuando las temperaturas caen en picada por la noche, cuando no hay luz solar. Sin embargo, el Mars Climate Sounder ( MCS ) a bordo del Orbitador de Reconocimiento de Marte ( MRO ) puede medir la temperatura de la superficie desde la órbita mediante la detección de la radiación infrarroja. Dependiendo de la presión atmosférica (y por tanto de la elevación), el punto de congelación  del dióxido de carbono varía desde alrededor de 130 K (zonas altas, menor presión) a más de 153 K (zonas bajas, mayor presión) en la superficie de Marte.  Usando datos de temperatura de la MCS en combinación con perfiles de elevación, los investigadores fueron capaces de cartografiar en la superficie del planeta las zonas que se enfrían lo  suficiente para que se forme hielo de CO 2.

El equipo encontró que, como era de esperar, la mayor parte del dióxido de carbono sólido se forma cerca de los polos, pero, sorprendentemente, hubo evidencia de heladas de CO 2  en latitudes medias y bajas, así, especialmente a altas elevaciones. Estas capas heladas pueden alcanzar espesores de hasta varios cientos de micrómetros. Además, debido a que los depósitos eran tan escasos y el CO 2 es tan abundante en la atmósfera de Marte, los científicos dicen que la formación de la escarcha no está contribuyendo de manera significativa al ciclo global de la presión atmosférica. En todos los casos, las heladas de CO 2 fueron de corta duración, sublimándose  dentro de un período de una hora después del amanecer.

Los investigadores sugieren que estos ciclos regulares de congelación-sublimación podrían actuar  removiendo la tierra del planeta, por lo que ésta es más porosa y esponjosa, lo que explica por qué algunas regiones del planeta se mantienen polvorientas mientras que otras tienen una superficie compactada, o cementada con más fuerza. ( Journal of Geophysical Research: planetas, doi: 10.1002 / 2016JE005034 , 2016).

Fuente: AGU.     Artículo original:Carbon Dioxide Frost Could May Keep Martian Soil Dusty“.

Selección y tradución del artículo: Equipo de Redacción Wweb de la AAA.

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Nuevo estudio sobre el agua superficial en los cañones de Marte

Resumen:

  • Los grandes  cañones de Marte tienen miles de líneas oscuras estacionales que pueden ser signos de agua líquida según examina un nuevo estudio de tales características.
  • Estas líneas estacionales que existen en muchos lugares es poco probable que sean el resultado de agua subterránea que llega a la superficie.
  • Las sales extrayendo vapor de agua de la atmósfera podrían ser un mecanismo clave en cómo se forman estas vetas, pero el rompecabezas y otras posibilidades  persisten.

Valles Marineris_RSL

Los puntos azules sobre este mapa indican los sitios de Líneas de Pendiente Recurrentes (Recurrent Slope Lineae, RSL) en la parte de la red de cañónes Valles Marineris en Marte. Las RSL son líneas oscuras estacionales que pueden ser indicadores de agua líquida. El área asignada aquí tiene la mayor densidad de RSL conocida en Marte. Crédito de la imagen: NASA / JPL-Caltech / Univ. de Arizona 

El rompecabezas persiste acerca de la posible existencia de agua en las líneas oscuras estacionales en las laderas marcianas, según un nuevo estudio de miles de tales características en el sistema de cañones más grande del planeta rojo.

Click here for animation of PIA17606

Estas imágenes de la cámara Experimento Científico de Imágenes de Alta Resolución (HiRISE) en la demostración Orbitador de Reconocimiento de Marte de la NASA cómo la aparición de manchas oscuras en los cambios de pendiente de Marte con las estaciones. Las marcas, llamados linea pendiente recurrente, se extienden por las laderas durante los meses más cálidos y se desvanecen durante los meses más fríos. Esta animación muestra el mismo lugar en varios momentos del año. La ubicación es en un cráter en el suelo del Valle Marineris, cerca del ecuador marciano.Crédito de la imagen:NASA / JPL-Caltech / Univ. de Arizona

El estudio publicado hoy investiga miles de estas características de la temporada cálida en la región de Valles Marineris, cerca del ecuador de Marte. Algunos de los sitios que muestran los flujos estacionales son las crestas del cañón y picos aislados, formas de la superficie  que hacen que sea difícil de explicar las rayas como el resultado de agua subterránea que llega directamente a la superficie. Es muy poco probable que el hielo subterráneo poco profundo estuveise  presente como fuente para la fusión de temporada, teniendo en cuenta las temperaturas cálidas ecuatoriales en los cañones.

El agua extraída de la atmósfera por sales, o mecanismos involucrados  sin agua que fluye , son posibles explicaciones para las características en estos sitios.

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El cañón más grande del Sistema Solar corta una amplia franja en la cara de Marte. Llamado Valles Marineris, el gran valle se extiende aproximadamente 4.000 kilómetros, con un ancho de hasta 600 kilómetros, y se adentra entre 7 y 8 kilómetros en profundidad. En comparación, el Gran Cañón de la Tierra en Arizona, EE.UU, es de 800 kilómetros de largo, con un ancho de hasta 30 kilómetros  y 1,8 kilómetros de profundidad. Se desconoce el origen de los Valles Marineris, aunque una de las principales hipótesis sostiene que comenzó como una grieta miles de millones de años atrás cuando el planeta se enfrió. Recientemente, varios procesos geológicos han sido identificados en el cañón. El mosaico  se ha creado a partir de más de 100 imágenes de Marte tomadas por los Orbitadores Viking en la década de 1970. Crédito de la imagen: NASA

¿Qué son las RSL?

Estas características se llaman Líneas de Pendiente Recurrentes (Recurrent Slope Lineae, o RSL por sus siglas en Inglés) una expresión elegida para describirlas sin que ello implique cómo se forman. Desde su descubrimiento en el 2011 , las RSL de Marte se han convertido en uno de los temas más candentes en la exploración planetaria, la evidencia moderna más fuerte de existencia de  agua líquida en la superficie de Marte , aunque transitoria. Ellas aparecen como líneas oscuras que se extienden cuesta abajo durante una temporada cálida, y que se desvanecen durante los períodos más fríos del año, para repetir luego la misma progresión al año siguiente. El agua, en forma de sales hidratadas, se confirmó en algunos sitios con RSL el año pasado , incluso en Valles Marineris.

Los resultados de las investigaciones publicados hoy presentan muchos hallazgos de la observación detallada de los 41 sitios de RSL en las porciones central y oriental del Valles Marineris, el sistema de cañones más grande del Sistema Solar. Cada sitio se define como el tamaño de una sola imagen desde el Experimento Científico de Imágenes de Alta Resolución (cámara  HiRISE ) en el MRO de la NASA: alrededor de 3,4 millas por 8 millas (5.4 kilómetros por 12). El número de lineae (flujos) individuales en cada sitio varía desde unos pocos a más de 1.000.

Población más densa de RSL

“Hay muchos de ellos, es difícil seguir la pista”, dijo Matthew Chojnacki del Lunar and Planetary Laboratory (LPL) de la Universidad de Arizona ,en Tucson, y autor principal del informe de hoy en el Journal of Geophysical Research: Planetas. “La aparición de líneas de pendiente recurrentes en estos cañones es mucho más extendida de lo previamente reconocido. Por lo que sabemos, esta es la población más densa de ellas en el planeta, por lo que si efectivamente están asociados con la actividad acuosa contemporánea, que hace de este sistema de cañones un área aún más interesante de lo que ya es sólo por su geología espectacular  “.

La posibilidad de agua líquida en o cerca de la superficie de Marte lleva importantes ramificaciones para investigar si existe vida en Marte, ya que toda la vida conocida depende del agua líquida. El agua, ya sea líquida o congelada cerca de la superficie podría llegar a ser un recurso importante para los seres humanos en Marte. Los cráteres frescos de impacto y otros datos han revelado hielo de agua cerca de la superficie en muchos lugares en latitudes medias y altas de Marte. Si las RSL son indicadores de agua, se extienden las posibles zonas de acceso al agua también a  latitudes bajas.

Si el agua está implicada en la formación de las RSL, ¿cuál es el mecanismo? Buscando una respuesta, Chojnacki y cinco co-autores examinaron el contexto geológico de los sitios de las RSL en los cañones y también calcularon qué cantidad de agua debería estar presente si las RSL son debidas al agua líquida que se filtra a través de una fina capa superficial oscureciendo el suelo.

Muchos de los sitios en los que se identificaron previamente las RSL son en las paredes interiores de los cráteres de impacto. En ese tipo de sitio, una posible explicación podría ser que una extensa retención de agua en capas subterráneas fue pinchada por el impacto que formó el cráter  desde hace mucho tiempo y todavía alimenta los flujos en la estación cálida. Un tal argumento no es adecuado para explicar las RSL observadas en el nuevo estudio tanto en las crestas como en los picos en varios sitios.

Conexión con la sal

Otro posible mecanismo propuesto anteriormente para las RSL es que algunos tipos de sales absorban tan fuertemente el vapor de agua de la atmósfera de Marte que  forman  salmuera líquida en la superficie del suelo. El nuevo estudio refuerza el vínculo entre RSL y sales. Algunos sitios tienen  rayas brillantes y persistentes cerca de las oscuras  (RSL)  de temporada. Las rayas brillantes podrían ser el resultado de la sal que queda después de la evaporación de la salmuera.

“Hay problemas también con el mecanismo de extracción de agua de la atmósfera, ,” dijo Chojnacki. Si se está filtrando el agua que oscurece las RSL, la cantidad de agua líquida necesaria cada año para formar las rayas en la parte estudiada de Valles Marineris ascendería a un total de 10 a 40 piscinas olímpicas de natación (alrededor de 30.000 a 100.000 metros cúbicos), estiman los investigadores. La cantidad de vapor de agua en la atmósfera por encima de toda la región de los Valles Marineris es más grande que esa, pero los investigadores no han identificado un proceso lo suficientemente eficiente en la extracción de agua de la atmósfera como para conseguirla.

“Parecen existir más formas en que la atmósfera y la superficie interaccionan en los cañones que en la topografía más suave, como son las nubes que se mueven hacia fuera de los cañones y las de baja altitud (bruma) en los cañones.” él dijo. “Tal vez las interacciones atmósfera-superficie en esta región están asociadas con la alta abundancia de  líneas de pendiente recurrente. No podemos descartar eso, pero un mecanismo para realizar la conexión está lejos de ser claro.”

Un mecanismo de formación de RSL-con una cantidad de agua que fluye muy limitada también puede ser posible. Basado en la experiencia de un residente de la Tierra, es fácil ver un parecido con tierra húmeda que se extiende desde donde se filtra el agua, pero Marte es extraño, aún cuando parece familiar. Los procesos libres de agua producen otras características de flujo en Marte. El mecanismo de formación de las  RSL podría ser totalmente seco, o tal vez un modelo híbrido “húmedo” que requiere mucha menos agua que la que sugieren los mecanismos en que fluye el agua.

Los cambios tridimensionales

Otro factor añadido por el nuevo estudio es que las RSL no sólo oscurecen la superficie, sino también se asocian con el material en movimiento pendiente abajo . Los nuevos  estudios documentan deslizamientos y otros cambios tridimensionales en algunos sitios donde existen las RSL, que se producen por temporadas en tándem con las líneas.

Otros estudios de las RSL, incluidos los experimentos de laboratorio que las simulan en la Tierra, están en curso. El informe publicado hoy ofrece esta conclusión parcial: “En conjunto, los resultados proporcionan apoyo adicional a la idea de que en Marte cantidades significativas de agua cerca de la superficie se pueden encontrar hoy, y sugieren que un mecanismo generalizado, posiblemente relacionado con la atmósfera, está recargando las fuentes de las  RSL “.

La Universidad de Arizona, Tucson, opera HiRISE, que fue construida por Ball Aerospace & Technologies Corp., de Boulder, Colorado. El Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA, una división de Caltech en Pasadena, California, dirige la Mars Reconnaissance Orbiter Proyecto para el Directorio de Misiones Científicas de la NASA, Washington. Lockheed Martin Space Systems, de Denver, construyó el orbitador y colabora con el JPL para operarlo.

Fuente: NASA/JPL/CalTech.                              Artículo original:Mars Canyons Study adds Clues about Possible Water

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Hubble capta vivas auroras en la atmósfera de Júpiter

Los astrónomos están usando el telescopio Hubble de la NASA/ ESA   para estudiar las auroras – impresionantes espectáculos de luz en la atmósfera de un planeta – en los polos del planeta más grande del Sistema Solar, Júpiter. Este programa de observación es apoyado por mediciones hechas por la nave espacial Juno de la NASA, en su camino hacia Júpiter.

 

heic1613a.jpg_Auroras

Esta imagen combina una imagen en el rango visible  tomada con el telescopio espacial Hubble  ( tomada en la primavera de 2014 ) y las observaciones de sus auroras en el ultravioleta, tomadas en el 2016.  Crédito:NASA, ESA.

Júpiter, el planeta más grande del Sistema Solar, es mejor conocido por sus tormentas de colores, la más famosa es la Gran Mancha Roja . Ahora los astrónomos se han centrado en otra característica hermosa del planeta, utilizando las capacidades ultravioletas del telescopio espacial Hubble de la NASA / ESA.

Los brillos vivos extraordinarias que se muestran en las nuevas observaciones son conocidos como auroras [1] . Se crean cuando las partículas de alta energía entran en la atmósfera de un planeta cerca de sus polos magnéticos y chocan con los átomos de gas. Además de producir bellas imágenes, este programa tiene como objetivo determinar cómo diversos componentes de las auroras de Júpiter responden a diferentes condiciones del viento solar , una corriente de partículas cargadas expulsadas desde el Sol

Este programa de observación está perfectamente cronometrado con la nave espacial Juno de la NASA  estuvo en el viento en su camino a Júpiter y entró en la órbita del planeta el 4 de julio del 2016. Mientras que el Hubble está observando y midiendo las auroras en Júpiter, JUNO realiza la medición de las propiedades del viento solar en sí; una colaboración perfecta entre un telescopio y una sonda espacial [2] .

“Estas auroras son muy dramáticas y entre los más activas que he visto” , dice Jonathan Nichols, de la Universidad de Leicester, Reino Unido, e investigador principal del estudio. ” Parece casi como si Júpiter está lanzando una fiesta de fuegos artificiales para la llegada de JUNO “.

Para poner de relieve los cambios en las auroras de Júpiter el Hubble está observando todos los días durante alrededor de un mes. El uso de esta serie de imágenes hace posible que los científicos creen vídeos que demuestran el movimiento de las auroras vivas, que cubren áreas más grandes que la Tierra.

No sólo las auroras son enormes, sino también son cientos de veces más energéticas que las auroras en la Tierra. Y, a diferencia de las de la Tierra, nunca cesan. Mientras que en la Tierra las auroras más intensas son causadas por las tormentas solares – cuando las partículas cargadas “llueven” en la atmósfera superior, excitando los gases, y hacen que se ilumine con los colores rojo, verde y púrpura – Júpiter tiene una fuente adicional para sus auroras.

El fuerte campo magnético del gigantes de gas capta todas las partículas cargadas de su entorno. Esto incluye no sólo las partículas cargadas en el viento solar, sino también las partículas lanzadas al espacio por su luna Io , conocida por sus numerosos y grandes volcanes.

Las nuevas observaciones y mediciones realizadas con el Hubble y con JUNO ayudarán a comprender mejor cómo el Sol y otras fuentes influyen en las auroras. Si bien las observaciones con el Hubble están aún en curso y el análisis de los datos llevará varios meses más, las primeras imágenes y vídeos ya están disponibles y muestran las auroras en el polo norte de Júpiter en todo su esplendor.

notas

[1] Las auroras de Júpiter fueron descubiertas por primera vez por la nave espacial Voyager 1 en 1979. Un delgado anillo de luz sobre el lado nocturno de Júpiter parecía una versión alargada de nuestras propias auroras en la Tierra. Sólo más tarde se descubrió que las auroras se ven mejor en el ultravioleta.

[2] Esta no es la primera vez que los astrónomos usaron el Hubble para observar las auroras de Júpiter, ni tampoco es la primera vez que el Hubble ha cooperado con las sondas espaciales para hacerlo. En 2000, la nave Cassini de NASA / ESA  hizo su aproximación más cercana a Júpiter y los científicos utilizaron esta oportunidad para reunir datos e imágenes sobre las auroras simultáneamente desde  la Cassini y el Hubble ( heic0009 ). En el 2007 el Hubble obtuvo imágenes en apoyo de su  misión hermana de la NASA New Horizons , que utilizó la gravedad de Júpiter para una maniobra en su camino hacia Plutón (opo0714a).

Más información

El telescopio espacial Hubble es un proyecto de cooperación internacional entre la ESA y la NASA.

Crédito de la imagen: NASA, ESA.

 Enlaces:

Artículo original:”Hubbles captures vivid auroras in Jupiter’s atmosphere

Selección y traducción del artículo: Equipo de Redacción Web de la AAA.

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La nave espacial JUNO en órbita alrededor del gigante Júpiter

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La ilustración muestra a la nave JUNO de la NASA con su motor encendido para el frenado, entrando exitosamente en órbita de Júpiter . Credits: NASA/JPL-Caltech. 

Después de un viaje de casi cinco años hacia el planeta más grande del Sistema Solar, la nave espacial JUNO de la NASA entró con éxito en la órbita de Júpiter durante un encendido del motor de 35 minutos. La confirmación de que la quemadura se había completado fue recibida en la Tierra a las 8:53 h. PDT (23:53 EDT) Lunes 4 de julio.

“El día de la Independencia siempre hay algo que celebrar, pero hoy podemos añadir al cumpleaños de Estados Unidos otra razón para celebrar – JUNO está en Júpiter”, dijo el administrador de la NASA Charlie Bolden. “Y lo que es más americano es que una misión de la NASA va a donde ningún vehículo espacial ha ido antes. Con Juno, investigaremos las incógnitas de los cinturones de radiación masiva de Júpiter, exploraremos a fondono sólo en el interior del planeta, sino también la forma en que nació Júpiter y cómo nuestro Sistema Solar evolucionó “.

La confirmación de una inserción en órbita con éxito se recibió de los datos de seguimiento de JUNO monitorizados en la instalación de navegación del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA (JPL) en Pasadena, California, así como en el centro de operaciones de JUNO en Lockheed Martin en Denver. Los datos de telemetría y seguimiento fueron recibidos por las antenas de la Red de Espacio Profundo de la NASA en Goldstone, California, y en Canberra, Australia.

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El equipo de JUNO celebra en el Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA en Pasadena, California, después de recibir los datos que indicaban que la nave JUNO de la NASA entró en órbita alrededor de Júpiter. Rick Nybakken, director del Proyecto JUNO en el JPL, se ve en el centro abrazando al  director en funciones del JPL para la exploración del Sistema Solar, Richard Cook. Crédito de la imagen: NASA / JPL-Caltech > Vista ampliada

“Esta es la única vez que no me importa estar atrapado en una habitación sin ventanas en la noche del cuatro de Julio”, dijo Scott Bolton, investigador principal de Juno del Instituto de Investigación del Suroeste (SwRI) en San Antonio, Texas. “El equipo de la misión lo hizo muy bien. La nave espacial también. Es un gran día.”

Los eventos preplanificados que conducen al encendido del motor de inserción orbital incluyen el cambio de actitud de la nave espacial apuntando el motor principal en la dirección deseada y luego aumentar la velocidad de rotación de la nave espacial de 2 a 5 revoluciones por minuto (RPM) para ayudar a estabilizarla ..

El encendido del motor principal 645 Newton-Leros-1b de JUNO comenzó a tiempo a las 8:18 pm PDT (23:18 GMT), la disminución de la velocidad de la nave espacial a 1,212 mph (542 metros por segundo) permitiendoque  JUNO fuese capturada en órbita alrededor de Júpiter. Poco después de completado el frenado , Juno se volvió de manera que los rayos del Sol podrían una vez más llegar a las 18.698 células solares individuales que dan  energía a JUNO.

“La nave espacial funcionó a la perfección, lo cual es confortante cuando se está conduciendo un vehículo con 1,7 millones de millas en el odómetro,” dijo Rick Nybakken, Director del Proyecto JUNO en el JPL. “La Inserción en  órbita de Júpiter fue un gran paso y el más desafiante de lo que queda en nuestro plan de la misión, pero hay otros que tienen que ocurrir antes de que podamos dar a los miembros del equipo científico de la misión lo que están buscando.”

En los próximos meses, los equipos de misión y de ciencia de JUNO realizarán las pruebas finales en los subsistemas de la nave espacial, el final de la calibración de los instrumentos de ciencia y recabarán algunas datos ciencientíficos.

“Nuestra fase oficial de recolección de datos científicos comienza en Octubre, pero hemos descubierto una manera de recopilar datos mucho antes “, dijo Bolton. “Que cuando se está hablando del principal cuerpo planetario en el Sistema Solar, es una cosa muy buena. Hay mucho que ver y hacer aquí.”

La meta principal del JUNO es entender el origen y evolución de Júpiter. Con su conjunto de nueve instrumentos científicos, JUNO investigará la existencia de un núcleo planetario sólido, hará un mapa del intenso campo magnético  de Júpiter, medirá la cantidad de agua y amoníaco en la atmósfera profunda, y observará las auroras del planeta. La misión también nos permitirá dar un paso gigante hacia adelante en nuestra comprensión de cómo se forman los planetas gigantes y el papel jugado por estos titanes en laevolución del resto del Sistema Solar. Como nuestro primer ejemplo de un planeta gigante, Júpiter también puede proporcionar conocimientos fundamentales para la comprensión de los sistemas planetarios que se  han descubierto alrededor de otras estrellas.

La nave espacial JUNO fue lanzada  el 5 de agosto del 2011, desde la estación de la Fuerza Aérea en Cabo Cañaveral en Florida. JPL dirige la misión JUNO para la NASA. JUNO es parte del programa New Frontiers de la NASA, gestionado por el Centro de Vuelo Espacial Marshall de la NASA en Huntsville, Alabama, para el Directorio de Misiones Científicas de la agencia. Lockheed Martin Space Systems en Denver construyó la nave espacial. El Instituto de Tecnología de California en Pasadena dirige el JPL para la NASA.

Más información sobre la misión Juno está disponible en:

http://www.nasa.gov/juno

Siga la misión en Facebook: http://www.facebook.com/ NASAJuno, y en Twiter: http://www.twitter.com/ NASAJuno.

Fuente: NASA/JPL-CalTech       Artículo original: NASA’s Juno Spacecraft in Orbit Around Mighty Jupiter

  • Un sucinto artículo descriptivo sobre  la misión JUNO escrito por la Investigadora Laura Parro del Depto. de Geodinámica de la Universidad Complutense de Madrid es el siguiente: En busca de los secretos de Júpiter.

Los investigadores trazan el orígen de Mercurio y encuentran igual composición que la de un raro meteorito

Los experimentos muestran que el planeta se enfrió dramáticamente en un período de 500.000 millones de años.

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Imagen tomada por la nave MESSENGER durante el sobrevuelo de Mercurio del 14 de Enero del 2008, mostrando a Mercurio en plena fase creciente.
Crédito: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington.

Hace alrrededor de 4.6 mil millones de años atrás, el Sistema Solar era un caos de gases en colapso y partículas en rotación. Pequeñas partículas de polvo y gas se aglomeraron formando meteoroides más grandes y masivos que a su vez chocaron entre sí y se agregaron hasta formar los planetas. Los científicos creen que poco después de su formación, estos planetas y en particular Mercurio, eran esferas rojizas de material fundido, que se enfriaron durante millones de años.

Ahora,los geólogos de MIT han trazado parte de la historia del enfriamiento de Mercurio y encontrado que entre 4.2 y 3.7 mil millones de años atrás, muy pronto después de la formación del planeta, su temperatura interior se desplomó a alres de 240ºCelsius o 460º Fahrenheit.
Ellos también determinaron basados en este rápido enfriamiento y en la composición de los depósitos de lava superficiales de Mercurio, que el planeta probablemente tenía la composición de una condrita estatita, un tipo de meterito extremadamente raro aquí en la TIerra.
Timothy Grove, profesor de la Cátedra Cecil e Ida Green de Geología del Departamento de Ciencias de la Tierra, Atmosféricas y Planetarias de MIT dijo que la nueva información del pasado de Mercurio es de interés para trazar la formación temprana de la Tierra.
“Estamos ahora aquí con 4.5 mil millones de años de evolución planetaria y debido a que la Tierra tiene un interior tan dinámico, y también debido al agua que se ha preservado (se refiere al volcanismo),  su pasado fue barrido,” dijo Grove. “En planetas como Mercurio el volcanismo temprano es mucho más dramático y, una vez que el planeta se enfrió no hubo procesos volcánicos posteriores que borraran la historia temprana. Este es el primer lugar del cual tenemos hoy una estimación de que tan rápido se enfrió el interior durante la fase temprana de la historia de un planeta.”
Grove y sus colegas, incluyendo investigadores de la Universidad de Hanover en Alemania, la Universidad de Lieja en Bélgica y la Universidad de Bayreuth en Alemania han publicado sus resultados en “Earth and Planetary Science Letters”.
Composiciones en los cráteres. 
Para los anáslisis, el equipo utilizó los datos recolectados por la nave espacial MESSENGER de la NASA. La sonda MErcury Surface ENvirnment, GEochemistry, and Ranging (MESSENGER) orbitó Mercurio entre el 2011 y el 2015, recolectando medidas de la composición química del planeta en cada sobrevuelo. Durante la misión, la  MESSENGER produjo imágenes que revelaron depósitos de lava de 1 kilómetro de espesor cubriendo completamente la superficie del planeta.
Un espectrómetro de rayos X a bordo de la nave midió la radiación de rayos X de la superficie del planeta, producida por fulguraciones solares, para determinar la composición química de más de 5800 depósitos de lava en la superficie de Merurio.
Olivier Namur, de la Universidad de Hanover y coautor del trabajo junto con Grove, recalculó las composiciones de todas las 5800 ubicaciones y correlacionó cada composición con el tipo de terreno donde fue encontrada, desde regiones altamente craterizadas hasta otras menos impactadas. La densidad de cráteres de una región puede decirnos algo acerca de la edad de esa región: cuanto mayor sea el número de cráteres, más edad tiene la región y viceversa. Los investigadores fueron capaces de relacionar la composición de la lava en Mercurio con la edad, y encontraron que antiguos depósitos de cerca de 4.2 mil millones de años de edad contienen elementos que son muy diferentes que los que se encuentran en los depósitos más jóvenes con una edad estimada de 3.7 mil millones de años.
” Para todos los planetas es cierto que terrenos de diferente edad tienen composiones químicas diferentes, porque las cosas están cambiando dentro del planeta”, dijo Grove. ¿Por qué son ellos tan diferentes? Eso es lo que estamos tratando de comprender.
Una roca rara, a 10 desviaciones estándard. 
Para contestar esta pregunta, Grove intentó retrazar el camino seguido or un depósito de lava, desde el momento que estaba fundido en el interior del planeta hasta el momento en que finalmente fue eruptado a la superficie de Mercurio.
Para hacer esto, comenzó recreando en el laboratoio los depósitos de lava de Mercurio.  A partir de los datos recolectados por la MESSENGER de las composiciones de las  5800 ubicaciones, Grove selecionó dos extremos: uno representando los depósitos de lava más antiguos y el otro  correspondiente a los depósitos más jóvenes. El y su equipo convirtieron los cocientes de elementos presentes en los bloques químicos constructivos que constituyen la roca, entonces siguieron esta receta para recrear las rocas sintéticas representantes de cada depósito de lava.
El equipo fundió las rocas sintéticas en un horno para simular el momento en el tiempo cuando los depósitos eran lava, no solidificada todavía como roca. Entonces los investigadores  llevaron hacia arriba y hacia abajo la temperatura y la presión del horno para ir hacia atrás en el tiempo, simulando las erupciones de lava desde lo profundo del planeta hacia la superficie, en reversa.
Durante estos experimentos el equipo buscó diminutos cristales formándose en las muestras fundidas, representando el momento en que la muestra pasa de lava a roca. Esta representa la etapa en la cual comienza la fusión en el núcleo sólido del planeta , formando un material fundido que se derrama alrrededor del manto de Mercurio antes de que se produzca su erupción a la superficie.
El equipo encontró una sorpredente disparidad en dos muestras. La roca más antigua se fundió a más profundidad en el planeta, a unos 360 km y altas temperaturas, que alcanzaron los 1650ºC, mientras que la roca más joven se fundió a bastante  menor profundidad, a unos 160 km  y a 1410ºC. Los experimentos indican que el interior del planeta se enfrió dramáticamente, más de 240 grados Celsius entre 4.2 y 3.7 mil millones de años atrás, un  intervalo de tiempo de 500 millones de años, pequeño en términos geológicos.
“Mercurio ha tenido una gran variación de temperatura en un período de tiempo bastante corto y registró un proceso de fusión sorprendente” dijo Grove.
Los investigadores determinaron las composiciones químicas de los diminutos cristales que se formaron en cada muestra, para identificar el material original que debe haber constituido el interior de Mercurio antes que se fundiera y fuese eruptado a la superficie. Ellos encontraron  que el material que mejor lo representa es una condrita tipo estatita, una forma de meteorito extremadamente rara, que se piensa constituye el 2% de los meteoritos que caen en la Tierra.
“Nosotros ahora sabemos que algo como la estatita fue el material inicial de Mercurio, lo cual es sorprendente, porque ellas están a 10 desviaciones satándard de todas las otras condritas.” dijo Grove.
Este es un trabajo muy significativo que sintetiza observaciones geológicas, cronológicas y geoquímicas de la recientemente completada misión MESSENGER acerca de la naturaleza de las unidades volcánicas en la superficie de Mercurio, y conecta a éstos con los resultados petrológicos experimentales y de modelado” dice James Head, profesor de Ciencias Geológicas en la Universidad Brown. “Se obtienen conclusiones muy importantes acerca de la profundidad  y el significado del proceso de fusión. en el manto de Mercurio, y cómo cambia rápidamente con el tiempo. Estos resultados nos proporcionan una nueva comprensión sobre la manera en que el manto se funde y proveen una explicación lógica de la naturaleza y ocurrencia en el tiempo de las unidades volcánicas en Mercurio.”
Grove advierte que los resultados no están grabados en piedra y que Mercurio puede haber tenido una acumulación de otros tipos de materiales iniciales. Conocer esto requiriría una muestra tomada de la superficie.
“El siguiente paso que nos ayudaría a entender más a Mercurio es tener un meteorito de Mercurio que podamos estudiar,” dijo Grove.  “Eso sería muy deseable.”
Esta investigación fue financiada en parte por la NASA.
Fuente: MIT.         Artículo original:Researchers trace Mercury’s origins to rare meteorite“.
Selección y traducción del artículo: Equipo de Redacción Web de la AAA.
Los artículos relacionados , imágenes, links y videos fueron proporcionados por el Equipo de la Biblioteca Electrónica de la AAA.
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Júpiter espera la llegada de Juno. La campaña internacional Pro-Am de observación de Júpiter.

This view compares a lucky imaging view of Jupiter from VISIR (left) at infrared wavelengths with a very sharp amateur image in visible light from about the same time (right).
En esta vista, se comparan una “Imagen afortunada” obtenida con el instrumento VISIR (izquierda) en el infrarrojo con una imagen muy nítida n el rango visible obtenida por un amateur  casi en el mismo momento (derecha).  Crédito: ESO/L.N. Fletcher/Damian Peach. Ver video de VISIR aquí.

 

Ante la inminente llegada de la nave espacial Juno, de la NASA, los astrónomos han utilizado el Very Large Telescope de ESO para captar nuevas y espectaculares imágenes en el infrarrojo de Júpiter.  Dichas imágenes forman parte de una campaña para preparar mapas en alta resolución del planeta gigante. Estas observaciones proporcionarán información de los trabajos que llevará a cabo Juno durante los próximos meses, ayudando a los astrónomos a comprender mejor al gigante de gas, con antelación al encuentro cercano que acometerá Juno.

Un equipo dirigido por Leigh Fletcher de la Universidad de Leicester, Reino Unido, presentará nuevas imágenes de Júpiter durante el Encuentro Nacional de Astronomía de la Real Sociedad de Astronomía del Reino Unido, que se realizará en Nottingham. Las nuevas imágenes obtenidas con el instrumento VISIR, instalado en el Very Large Telescope de ESO, forman parte de un esfuerzo enfocado en mejorar la comprensión de la atmósfera de Júpiter, antes de la llegada de la nave espacial Juno de la NASA [1], prevista para el 4 de Julio de este año.

La campaña ha implicado el uso de varios telescopios con base en Hawai y Chile y ha contado, también, con aportes de astrónomos aficionados de todo el mundo. Los mapas no sólo brindan instantáneas del planeta, sino que también revelan las variaciones y cambios en la atmósfera de Júpiter, en los meses anteriores al arribo de Juno.

La nave espacial Juno fue lanzada en el año 2011, y ha viajado casi 3000 millones de kilómetros para llegar hasta el sistema Joviano. Las naves espaciales pueden recopilar datos sin las limitaciones que afectan a los telescopios con base en la Tierra, por lo cual puede parecer sorprendente que esta campaña realizada con telescopios terrestres se considere tan relevante.

Leigh Fletcher describe la importancia de esta investigación, en preparación para la llegada de Juno: “Estos mapas ayudarán a definir el escenario que Juno registrará en los próximos meses. Las observaciones en diferentes longitudes de onda a través del espectro infrarrojo nos permitirán conformar una imagen tridimensional de cómo la energía y el material son transportados hacia arriba, a través de la atmósfera.”

La captura de imágenes nítidas a través de la atmósfera cambiante de la Tierra es uno de los mayores desafíos que enfrentan los telescopios terrestres.  Este vistazo de la atmósfera turbulenta de Júpiter, ondulante con las nubes más frías de gas, se logró gracias a una técnica conocida como lucky imaging (imagen afortunada). Se tomaron series de imágenes de Júpiter, con tiempo de exposición breve, con el instrumento VISIR, produciendo miles de imágenes individuales. Se seleccionan las imágenes afortunadas,  vale decir aquellas menos afectadas por las turbulencias atmosféricas, descartándose el resto. Las imágenes seleccionadas son alineadas y combinadas para producir imágenes finales asombrosas,  como las que se muestran aquí.

Glenn Orton, líder de la campaña terrestre de apoyo a la misión Juno, explica por qué las observaciones preparatorias desde la Tierra tienen tanto valor: “Los esfuerzos mancomunados de un equipo internacional de astrónomos profesionales y aficionados, nos han proporcionado un magnífico conjunto de datos durante los últimos ocho meses. Junto con los nuevos resultados de Juno, la serie de datos VISIR, en particular, permitirá a los investigadores caracterizar la estructura térmica global, la cobertura de nubes y la distribución de una variedad de gases presentes en Júpiter.”

Mientras que la novedosa misión Juno, que revelará al poderoso Júpiter traerá resultados nuevos y altamente esperados, su camino habrá sido allanado por los esfuerzos realizados aquí, en la Tierra.

Notas

[1] La nave espacial Juno recibió su nombre por la esposa mitológica del dios Júpiter. Tal como su homólogo planetario, Júpiter se envolvía en velos de nubes, para ocultar sus travesuras, y sólo Juno era capaz de penetrarlos y ver el verdadero carácter de su esposo.

Enlaces

Fuente: ESO.    Artículo original: “Júpiter espera la llegada de Juno

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