EXOPLANETAS - Novedades

Reciente descubrimiento de un Planeta en “zona habitable” que gira alrededor de una Estrella enana roja llamada Wolf 1061.  

(16 de diciembre 2015).

Astrónomos de la Universidad de Nueva Gales del Sur (UNSW), Australia, han descubierto un planeta, el más cercano hasta ahora, potencialmente habitable fuera de nuestro Sistema Solar, en órbita alrededor de una estrella a solo 14 años luz de distancia.

El planeta, que tiene más de cuatro veces la masa de la Tierra, es uno de los tres que el equipo detectó alrededor de una estrella enana roja llamada Wolf 1061. “Es particularmente interesante porque los tres planetas tienen masas suficientemente pequeñas como para, posiblemente, ser rocosos y tener una superficie sólida, y el planeta del centro, Wolf 1061c, se encuentra en la zona “'Goldilocks'” donde sería posible que existiera agua líquida e incluso vida”, comenta el director del estudio, Duncan Wright.

Los tres planetas recién descubiertos están en órbitas de 5, 18 y 67 días alrededor de esta estrella pequeña relativamente fría y estable. Sus masas son de por lo menos 1.4, 4.3 y 5.2 veces la de la Tierra, respectivamente.

Imagen de la zona de cielo cerca del lobo 1061 

El planeta mayor cae fuera del límite de la zona habitable y probablemente también sea rocoso, mientras que el planeta interior, más pequeño, está demasiado cerca de la estrella para ser habitable. “Estos tres planetas justo aquí al lado se añaden al pequeño pero creciente grupo de mundos rocosos potencialmente habitables que están en órbita alrededor de estrellas cercanas más frías que nuestro Sol”, comenta Chris Tinney, de UNSW.

El equipo de la UNSW hizo el descubrimiento usando observaciones de Wolf 1061 recogidos por el espectrógrafo HARPS en el telescopio de 3,6 metros del Observatorio Europeo del Sur en La Silla, Chile.

"La proximidad de los planetas alrededor del Wolf 1061 significa que hay una buena probabilidad de que estos planetas pueden pasar a través de la cara de la estrella. Si lo hacen, entonces puede ser posible estudiar las atmósferas de estos planetas en el futuro para ver si serían propicias para la vida ", dice el miembro del equipo de la UNSW Dr. Rob Wittenmyer.

Atmósfera en Super Exoplaneta

(17 febrero, 2016)

Por primera vez los astrónomos han conseguido analizar la atmósfera de un exoplaneta de la clase conocida como “supertierras”. Utilizando datos obtenidos con el telescopio espacial Hubble de NASA/ESA y técnicas de análisis nuevas, el exoplaneta 55 Cancri e tiene una atmósfera seca sin ninguna indicación de la presencia de vapor de agua. Los resultados señalan que la atmósfera consiste principalmente en hidrógeno y helio.

Esta ilustración de artista muestra la “supertierra” 55 Cancri e delante de su estrella progenitora. Utilizando observaciones tomadas con el telescopio espacial Hubble de NASA/ESA y un nuevo software de análisis de datos, los investigadores han podido analizar la composición de su atmósfera. Es la primera vez que esto se ha conseguido en el caso de una supertierra.  ESA/Hubble, M. Kornmesser.

El planeta 55 Cancri e es una supertierra que tiene ocho veces la masa de nuestro planeta. Está situado en el sistema planetario de 55 Cancri, una estrella que se encuentra a unos 40 años luz de la Tierra. Utilizando las observaciones realizadas con la cámara  Wide Field Camera 3 (WFC3) a bordo del telescopio espacial Hubble de NASA/ESA, los científicos consiguieron analizar la atmósfera del exoplaneta. Se trata de la primera detección de gases en la atmósfera de una supertierra. Los datos permitieron a los científicos examinar con detalle la atmósfera de 55 Cancri e, revelando la presencia de hidrógeno y helio pero no de vapor de agua.

Se supone que las supertierras como 55 Cancri e son el tipo de planeta más común de nuestra galaxia. Sin embargo, 55 Cancri e es un tipo poco habitual de supertierra puesto que se encuentra en órbita muy cerca de su estrella progenitora. Un año en el exoplaneta dura sólo 18 horas y las temperaturas en la superficie se piensa que alcanzan los 2000 grados Celsius. Gracias a que el exoplaneta se encuentra en órbita alrededor de su brillante estrella a tan poca distancia, los astrónomos fueron capaces de utilizar técnicas nuevas de análisis de datos para extraer información sobre el planeta durante sus tránsitos por delante de la estrella.

Dos nuevos exoplanetas jovianos calientes

(14 marzo, 2016)

Un equipo de astrónomos chilenos ha detectado recientemente dos exoplanetas nuevos “jupiteres calientes” utilizando datos de la nave espacial Kepler operando bajo el nuevo perfil de misión K2. Los planetas, designados EPIC210957318b y EPIC212110888b fueron descubiertos con el método de velocidad radial y son candidatos para un futuro estudio atmosférico y orbital por medio de observaciones de seguimiento detalladas.

Los jupiteres calientes son planetas gigantes de gas, parecidos en sus características al mayor planeta del Sistema Solar, con periodos orbitales de menos de 10 días. Las temperaturas son muy altas en sus superficies ya que están en órbita muy cerca de sus estrellas. Hasta la fecha se han descubierto 250 jupiteres calientes transitantes, es decir, que pasan por delante de su estrella mientras giran a su alrededor.

Ilustración de artista de un “júpiter caliente”. Crédito: Ricardo Cardoso Reis (CAUP).

El planeta EPIC210957318b está en órbita alrededor de su estrella, situada a unos 970 años luz de la Tierra, cada 4.1 días. Su masa está entre la de Saturno y la de Júpiter (aproximadamente  0.65 veces la masa de Júpiter) y su radio es ligeramente mayor que el de Júpiter. Las temperaturas en este planeta oscilan entre los 584 y los 939 grados Celsius. EPIC212110888b es más masivo (1.63 veces) y mayor que Júpiter. Completa una órbita alrededor de su estrella cada tres días y está incluso más caliente que  EPIC210957318b, con temperaturas que van desde los 932 a los 1430 grados Celsius. La estrella, ligeramente más masiva que nuestro Sol, está a unos 1270 años luz de nuestro planeta. Ambos tienen densidades parecidas, cerca de la mitad de la densidad de Júpiter.

Exoplaneta muy excéntrico

(25 marzo, 2016)

Un equipo de investigadores, dirigido por el astrónomo Stephen Kane de la Universidad Estatal de San Francisco, ha observado un planeta extrasolar a unos 117 años luz de la Tierra que tiene la órbita más elíptica observada hasta la fecha. Mientras que los planetas de nuestro Sistema Solar poseen órbitas casi circulares, los astrónomos han descubierto varios planetas extrasolares con órbitas muy elípticas o excéntricas. Además, Kane y sus colaboradores consiguieron detectar la señal de luz reflejada por el planeta conocido como HD 20782, un “destello” de luz estelar que rebota en la atmósfera del planeta cuando alcanza el punto de acercamiento máximo a su estrella.

HD 20782 posee la órbita más excéntrica conocida, con un valor de excentricidad de 0.96. Esto significa que el planeta sigue una órbita que tiene la forma de una elipse muy alargada, alejándose mucho de su estrella. Esto ofrece una oportunidad particularmente interesante para estudiar la atmósfera planetaria de un planeta con órbita excéntrica, un tipo que no observamos en nuestro Sistema Solar. Estudiando la luz reflejada por HD 20782, los astrónomos pueden averiguar más datos acerca de la estructura y la composición de una atmósfera planetaria capaz de soportar una exposición breve pero abrasadora frente a su estrella.

En el punto más alejado de su órbita, el planeta está separado de su estrella 2.5 veces la distancia del Sol a la Tierra. En su máximo acercamiento, se aventura hasta 0.06 veces la distancia de la Tierra al Sol, mucho más cerca que la órbita de Mercurio en relación con el Sol. “Tiene alrededor de la masa de Júpiter, pero está girando alrededor de su estrella como si fuera un cometa”.

Este gráfico muestra la órbita del planeta HD 20782 en relación con los planetas interiores de Sistema Solar. La órbita de  HD 20782 se parece más a la de un cometa, siendo el planeta más excéntrico que se conoce. Fuente: San Francisco State University.

Los astrónomos también pudieron detectar cambios en el brillo de la luz reflejada al rebotar en la atmósfera del planeta. El porcentaje de luz reflejada por un planeta, o lo brillante que se ve en el cielo, viene determinado en parte por la composición de su atmósfera. Los planetas rodeados de nubes llenas de partículas heladas, como Júpiter, por ejemplo, son muy reflectantes. En algunos planetas extrasolares con órbitas pequeñas y circulares, el calor que reciben de su estrella les arranca las partículas reflectantes de la atmósfera, haciéndolos parecer “oscuros”. Pero en el caso de HD 20782, “la atmósfera del planeta no tiene la posibilidad de responder”, explica Kane. “El tiempo que tarda en pasar cerca de la estrella es tan rápido que no llega a eliminar todos los materiales helados que hacen que la atmósfera sea tan reflectante”.

Fuente

LIADA – Liga Iberoamericana de Astronomía.

Universidad de Nueva Gales del Sur (UNSW) de Australia

ESA/Hubble, M. Kornmesser.

San Francisco State University.

EXOPLANETAS - Introducción

Que es un Exoplaneta?

Se denomina planeta extrasolar o exoplaneta a un planeta que orbita una estrella diferente al Sol -es decir hablamos de otra estrella- y que, por tanto, no es perteneciente a nuestro Sistema Solar. En 1995 Michel Mayor y Didier Queloz descubrieron mediante métodos de detección indirectos el primer planeta extrasolar orbitando una estrella perteneciente a la secuencia de la secuencia principal -diagrama HR-.

Desde entonces se han sucedido en ritmo muy creciente los descubrimientos de estos nuevos planetas.

La mayoría de planetas extrasolares conocidos son gigantes gaseosos igual o más masivos que el planeta Júpiter, con órbitas muy cercanas a su estrella y períodos orbitales muy cortos, también conocidos como Júpiteres calientes. Se cree que esta tendencia de planetas supermasivos es un poco resultado del método actual de detección, que encuentran más fácilmente planetas de este tipo que planetas terrestres más pequeños. Con todo este panorama, los exoplanetas comparables al nuestro empiezan a ser detectados, conforme las capacidades de detección actuales, nuevas tecnologías aplicadas, nuevos instrumentos en órbita y el tiempo de estudio va en continuo crecimiento.

En la gráfica siguiente realizada por el proyecto Kepler de búsqueda de planetas extrasolares podemos ver como se distribuyen los que fueron descubiertos hasta ese momento. En el eje de las abscisas la distancia del exoplaneta a la estrella expresada en UA (unidades astronómicas =~149,6 millones de kilómetros). Y en el eje de las ordenadas la masa*  de dichos planetas.

* La masa, en física, es una medida de la cantidad de materia que posee un cuerpo.

En verde se señala la zona “habitable”; se denomina zona habitable a la zona en que no está tan cerca el exoplaneta de su estrella (o sol) para que el agua se evapore o muy lejos para que el agua este congelada. Además de contener muy poca masa el planeta sería incapaz de retener una atmósfera y si por el contrario tuviese mucha masa, tendría suficiente gravedad, como para contener el elemento mas abundante del universo: el hidrógeno y se volvería entonces un gigante gaseoso.

Métodos de detección.

Existen distintos tipos de detección de exoplanetas como ser:

Astrometría

Dado que la estrella gira sobre el centro de masa se puede intentar registrar las variaciones de posición y el oscilar de la estrella. A pesar de que estas variaciones son muy pequeñas. En 2002, el telescopio espacial Hubble tuvo éxito en el uso de astrometría para caracterizar un planeta descubierto previamente alrededor de la estrella Gliese 876.

Para poder tener éxito se deben detectar muy leves movimientos de la estrella en el cielo (mili segundos de arco ). Es muy dificultosa su medición, los planetas deben ser muy masivos, tener un período largo y las mediciones deben hacerse durante años.

Si nuestro sistema solar estaría compuesto solo por Júpiter, tomaría 30 años tomar las mediciones, el movimiento astro métrico es del orden millonésimas de grado y el centro de masa estaría en la superficie del Sol

Velocidad Radial

Este método se basa en el efecto Doppler. El planeta, al orbitar la estrella central, ejerce también una fuerza gravitacional sobre ésta de manera que la estrella gira sobre el centro de masa común del sistema. Las oscilaciones de la estrella pueden detectarse mediante leves cambios en las líneas espectrales según la estrella se acerca a nosotros (corrimiento hacia el azul) o se aleja (corrimiento al rojo). Este método ha sido el más exitoso en la búsqueda de nuevos planetas, pero sólo es eficaz en los planetas gigantes más cercanos a la estrella principal, por lo que sólo puede detectar una leve fracción de los planetas existentes.

Tránsito

Consiste en observar fotométricamente la estrella y detectar sutiles cambios en la intensidad de su luz cuando un planeta orbita por delante de ella.

Éste método es ampliamente usado por los aficionados puesto que requiere modesto instrumental y los aportes a la comunidad científica puede ser de suma importancia.

Microlentes Gravitacionales 

Esquema de trayectorias de luz en una lente gravitatoria. Las imágenes de objetos distantes adquieren forma de arcos rodeando el objeto masivo intermedio.

El efecto de lente gravitacional ocurre cuando los campos de gravedad del planeta y la estrella actúan para aumentar o focalizar la luz de una estrella distante. Para que el método funcione, los tres objetos tienen que estar casi perfectamente alineados. El principal defecto de este método es que las posibles detecciones no son repetibles por lo que el planeta así descubierto debería ser estudiado adicionalmente por alguno de los métodos anteriores. Esta estrategia tuvo éxito en la detección del primer planeta de masa baja en una órbita ancha, designado OGLE-2005-BLG-390lb.

Variación en al tiempo del Tránsito 

VTT es una variación sobre el método del tránsito, donde los cambios en el tránsito de un planeta pueden ser utilizados para detectar otro. El primer candidato planetario descubierto de esta manera es el exoplaneta wasp-3c, utilizando WASP-3b en el sistema de WASP-3 en el Obs. Rozhen, el Obs. de Jena y el Centro de Torun de Astronomía. Este nuevo método es potencialmente capaz de detectar planetas como la Tierra o exolunas. Este método fue aplicado con éxito para confirmar las masas de los seis planetas de Kepler-11. El telescopio Kepler detectó por éste método a los exoplanetas Kepler-9b y Kepler-9c.

Binaria eclipsante

Si un planeta tiene una órbita de gran tamaño que la lleva alrededor de dos miembros de un sistema de estrella doble eclipsantes, entonces el planeta se puede detectar a través de pequeñas variaciones en el momento de los eclipses de las estrellas entre sí. Los planetas Kepler-16b, Kepler-34b y Kepler-35b son planetas circumbinarios detectados por este método.

Detección directa

Desde el principio, obtener imágenes/fotografías de los planetas extrasolares ha sido uno de los objetivos más deseados de la investigación exoplanetaria. Las fotografías ya sea de luz visible o infrarrojas podrían revelar mucha más información sobre un planeta que cualquier otra técnica conocida. Sin embargo esto ha revelado ser mucho más difícil técnicamente que cualquiera de las otras técnicas disponibles. Las razones de esto son varias, pero entre las principales, se encuentra la diferencia entre el brillo de las estrellas y el de los planetas. En el espectro de la luz visible, una estrella promedio es miles de millones de veces más brillante que cualquiera de sus hipotéticos planetas, y hasta hace poco ningún detector podía identificar los planetas a partir del brillo estelar.

La primera fotografía de un posible planeta extrasolar es una fotografía infrarroja tomada a la enana marrón 2M1207 por el Very Large Telescope en 2004. El cuerpo fotografiado 2M1207b, es un joven planeta de gran masa (4 masas jovianas) orbitado a 40 UA de la estrella 2M1207. Este planeta está a unos 2500 K de temperatura, debido a su reciente formación, calculada en aproximadamente 10 millones de años. Los expertos consideran que 2M1207 y 2M1207b son un ejemplo atípico, pues en este sistema, la estrella y el planeta están lejos (40 veces la distancia de la Tierra al Sol) y ambos emiten cantidades comparables de radiación infrarroja, pues la estrella es una enana marrón, y el planeta es todavía muy cálido, y por tanto, ambas son claramente visibles en la fotografía. Sin embargo, planetas de edad y órbitas comparables a la terrestre son todavía imposibles de detectar.

Fuente

LIADA – Liga Iberoamericana de Astronomía

Wikipedia, The exoplanet Encyclopaedia, exoplanet.eu

Kepler Telescope at kepler.nasa.gov

Nuevo Mapa del Planeta Rojo

Mapa de Marte surgido por efecto de las variaciones  gravitacionales.

Mediante el seguimiento de las desviaciones en las órbitas de naves espaciales, los científicos planetarios han creado un mapa de alta resolución de la atracción gravitatoria del planeta rojo. Análisis de los efectos gravitacionales de Marte sobre los orbitadores que pasan sobre cada lugar en el planeta produjo un nuevo mapa mundial en el año 2016 de las variaciones locales de la gravedad del planeta. Los datos provienen de muchos años de uso de la Red de Espacio Profundo de la NASA para realizar un seguimiento de posiciones y velocidades de la Mars Global Surveyor de la NASA, la Mars Odyssey y Mars Reconnaissance Orbiter.

El mapeo gravitacional se ha aplicado para mapear variaciones en el espesor de la corteza del planeta y deducir información sobre su interior más profundo. Si uno podría ver más allá de la superficie de Marte, observará cómo su gravedad cambia de un lugar a otro, como lo muestra la siguiente imagen:

Este mapa muestra las variaciones locales de la atracción gravitatoria de Marte que presentan un detalle sin precedentes sobre la base de varios años de datos de seguimiento de los tres orbitadores de Marte pertenecientes a la NASA. La vista está centrada en 90 grados de longitud oeste, que muestra las cuatro volcanes de la región de Tharsis (puntos blancos) y el sistema profundo cañón Valles Marineris apenas a la derecha del centro (corte profundo azul oscuro). El código de colores es en unidades de variabilidad aceleración de la gravedad, llamados galones o galileos. El intervalo es de aproximadamente la mitad de un galón negativo (azul oscuro) a una gal positivo (blanco). NASA / GSFC / Scientific Visualization Studio.

El mapa no es un mapa topográfico que muestra las elevaciones del terreno. Es un mapa del campo gravitatorio. En esencia, se trata de una mirada en el esqueleto del planeta. Lo que muestra es la forma en diferentes partes fuertes o débiles de Marte. Antonio Genova (MIT y la NASA) y otros construyen el mapa con cerca de 16 años de valor de los datos de seguimiento se combinaron para tres naves espaciales: Mars Global Surveyor (operado 1999-2006), 2001 Mars Odyssey (2001 al presente), y MRO ( 2006 hasta el presente).

Un análisis cuidadoso permitió al equipo para tirar ideas fuera de los datos de la gravedad. Por ejemplo, el equipo pudo detectar mareas en el planeta rojo - sí, a pesar de que no hay océanos - creado por el Sol, así como la luna de Marte Fobos (el más pequeño y distante Deimos tiene un efecto insignificante). La expansión y la compresión de la marea confirman que el núcleo externo del planeta no es del todo sólido; los bordes más externos están todavía fundidos. Charles Yoder (JPL) y otros encontraron lo mismo en 2003 utilizando los datos de seguimiento de la Mars Global Surveyor.

En el reciente Mapeo se detalla las variaciones locales en Marte por efecto de la atracción gravitatoria medida por los orbitadores (centro), junto con la cartografía topográfica de las montañas y valles del planeta (izquierda) se obtiene el mejor aún mapeo de Marte 'espesor de la corteza (derecha).

Los científicos creen que un campo magnético global se presenta debido a la convección en un núcleo conductor, líquido metálico, estimulado por el calor que fluye hacia el exterior desde el núcleo hasta el manto. Este campo global de Marte quedó cerrado hace unos 4 millones de años. El equipo no está en el punto en el que puedan responder por qué el campo de Marte está muerto, Genova dice que una explicación es que el núcleo líquido es ahora demasiado delgado para crear un campo global. Incluso la migración estacional de la atmósfera afecta campo de gravedad del planeta.

También está la cuestión de un "canal de la gravedad" que se encuentra entre Acidalia Planitia (parte de las amplias tierras bajas del norte) y la más alta del terreno de Tempe Terra. Anteriormente, los científicos pensaban que esto era a través de algún tipo de sistema de canales enterrados que una vez que llevaba el agua fangosa de la sierra hacia la cuenca. Pero el nuevo análisis muestra que el canal cubre un área mucho más grande y parece que rodea la orilla de la sierra norte 'incluso hasta cerca del ecuador. Además, los únicos canales de drenaje a la vista corren perpendicularmente a través de ella, no con ella. Así que el equipo sugiere que en lugar es una especie de foso, que se crea cuando los gigantescos volcanes de la región de Tharsis construyen su meseta circundante tanto que la corteza debajo cedió ante el peso. (El efecto es más notable en esta proyección del mapa de la gravedad de la NASA).

Este mapa de Marte muestra variaciones en el espesor de la corteza del planeta, la capa superficial relativamente delgada sobre la capa interior del planeta. Muestra un detalle sin precedentes derivado del nuevo mapeo de las variaciones en la fuerza gravitacional de Marte sobre los orbitadores.

Esta vista del mapa está centrada a 90 grados de longitud oeste, dónde se muestran las partes del planeta que incluyen altos volcanes en el sistema profundo cañón Valles Marineris apenas a la derecha del centro e izquierda. El código de colores indica el espesor calculado de la corteza, de color azul oscuro de aproximadamente 6 a 12 millas (10 a 20 kilómetros) a negro durante aproximadamente 56 a 62 millas (90 a 100 kilómetros).

Los cambios en la gravedad de Marte a través del tiempo se han medido previamente utilizando los MGS y misiones ODY que monitorizaron los casquetes polares. Por primera vez, el equipo utilizó datos de MRO para continuar el seguimiento de su masa. El equipo ha determinado que cuando se experimenta un hemisferio de invierno, aproximadamente de 3 a 4 billones de toneladas de dióxido de carbono se congela fuera de la atmósfera en los casquetes polares norte y sur, respectivamente. Esto es aproximadamente 12 a 16 por ciento de la masa de toda la atmósfera de Marte. Las misiones Viking de la NASA observaron por primera vez esta temporada la precipitación masiva de dióxido de carbono. La nueva observación confirma las predicciones numéricas del modelo de referencia global atmosférica de Marte - 2010.

La investigación fue financiada por subvenciones de la misión MRO de la NASA y el Programa de Análisis de Datos de Marte de la NASA. El Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA, una división del Instituto de Tecnología de California en Pasadena, dirige los MRO y la Odisea misiones.

Fuente

JPL/NASA

Sky and Telescope Magazine

JUPITER Y LOS EFECTOS DEL VIENTO SOLAR.

Las tormentas solares provocan "Northern Lights" de Júpiter

Una reciente investigación dirigida por la UCL utilizando el Observatorio Chandra de Rayos X (es un satélite artificial lanzado por la NASA el 23 de julio de 1999) de la NASA. han descubierto que las tormentas solares activan “Northern Lights” en el hemisferio norte del planeta Júpiter mediante la generación de una nueva aurora de rayos X que es ocho veces más brillante de lo normal y cientos de veces más enérgica que la aurora boreal de la Tierra.

Representación artística de la magnetosfera de Júpiter (Crédito: JAXA)

Es la primera vez que la aurora de rayos X de Júpiter se ha estudiado, luego de que una tormenta gigante del Sol ha llegado al planeta. Los resultados complementan la misión Juno de la NASA de este verano, que tiene como objetivo comprender la relación entre las dos estructuras más grandes en el sistema solar - la región del espacio controlado por el campo magnético de Júpiter (es decir, su magnetosfera) y el efecto producido por el viento solar.

"Hay una lucha de poder constante entre el viento solar y la magnetosfera de Júpiter. Queremos entender esta interacción y el efecto que tiene sobre el planeta. Mediante el estudio de cómo cambia la aurora, podemos descubrir más sobre la región del espacio controlado por el campo magnético de Júpiter, y si o cómo esto se ve influenciada por el Sol. La comprensión de esta relación es importante para ser aplicado a los innumerables objetos magnéticos a través de la galaxia, incluyendo exoplanetas, enanas marrones y las estrellas de neutrones ", dijo William Dunn, del Laboratorio de Ciencia Espacial Mullard del UCL. El Sol expulsa constantemente corrientes de partículas al espacio en el viento solar. Cuando las tormentas gigantes entran en erupción, los vientos se vuelven mucho más fuerte y comprimen la magnetosfera de Júpiter, cambiando su límite con el viento solar 1,2 millones de millas (2 millones de kilómetros) a través del espacio. El estudio encontró que esta interacción en el límite desencadena los rayos X de alta energía en las “Northern Lights” de Júpiter, que cubren un área más grande que la superficie de la Tierra.

La emisión de rayos X de Júpiter (en magenta y negro, para el punto más brillante, superpuesta sobre una imagen óptica del telescopio espacial Hubble) capturada por Chandra como una eyección de masa coronal llega al planeta el 2 de octubre de 2011, y luego después de que el viento solar disminuye en 4 de octubre de, 2011.  Joseph de Pasquale, Observatorio Astrofísico Smithsoniano Chandra X-ray Center.

Publicado en el Journal of Geophysical Research - Space Physics, una publicación de la American Geophysical Union, el descubrimiento se produce cuando la nave espacial Juno de la NASA se acerca a Júpiter para el inicio de su misión este verano. Lanzado en 2011, Juno tiene como objetivo descubrir los secretos del origen de Júpiter, que nos ayuda a entender cómo funciona el sistema solar, incluyendo la Tierra. Como parte de la misión, Juno investigará la relación de Júpiter con el Sol y el viento solar mediante el estudio de su campo magnético, la magnetosfera, y la aurora.

 "La comparación de los nuevos descubrimientos de Júpiter con lo que ya está conocido por la Tierra ayudará a explicar cómo el clima espacial es impulsado por el viento solar interactúa con la magnetosfera de la Tierra. Nuevos conocimientos sobre la forma en la atmósfera de Júpiter se ve influenciada por el Sol nos ayudarán a caracterizar las atmósferas de exoplanetas, que nos da pistas acerca de si un planeta es probable que soportar la vida tal como la conocemos ", dijo Graziella Branduardi-Raymont del Laboratorio de Ciencia Espacial Mullard del UCL.

El impacto de las tormentas solares en la aurora de Júpiter fue rastreado mediante el control de los rayos X emitidos durante dos observaciones de 11 horas en octubre de 2011 cuando una eyección de masa coronal interplanetaria se prevé que alcance el planeta desde el Sol Los científicos utilizaron los datos obtenidos para construir una imagen esférica 3-D para localizar el origen de la actividad de rayos X e identificar áreas para investigar más a fondo en diferentes puntos temporales. Dunn añadió: "En 2000, uno de los hallazgos más sorprendentes fue una brillante "punto caliente" de Rayos X en la aurora, que gira con el planeta. Pulsaba con ráfagas de rayos X cada 45 minutos, como un faro planetario. Cuando la tormenta solar llegó en 2011, vimos que el punto caliente latía más rápidamente, iluminándose cada 26 minutos. No estamos seguros de la causa de este aumento de velocidad, pero, debido a que se aceleró durante la tormenta, creemos que las pulsaciones también están conectados con el viento solar, así como las nuevas brillantes auroras. "

En el estudio dirigido por la UCL también han participado investigadores de la NASA Marshall Space Flight Center de la Universidad de Boston, Observatorio de París, el MIT, Instituto de Investigación del Suroeste (SwRI), Universidad de Southampton, Universidad de Leicester, Agencia de Exploración Aeroespacial de Japón (JAXA) y la Universidad de Michigan . Se amablemente financiado por el Consejo de Investigación del Medio Ambiente Consejo de Instalaciones Tecnología (STFC) Ciencia y la NASA, el natural y (NERC) y la Sociedad Japonesa para la Promoción de la Ciencia (JSP).

Fuente

Trabajo de investigación en el Journal of Geophysical Research - Física Espacial, una publicación de la Unión Geofísica Americana. perfil académico profesor de Graziella Branduardi-Raymont

Espacio UCL y Física del Clima

Laboratorio Mullard de Ciencia Espacial de la UCL

UCL Matemáticas y Ciencias Físicas

Agujeros Negros

Registrando la velocidad de rotación de un agujero negro supermasivo.

Una campaña observacional reciente permitió a un equipo de astrónomos para medir con precisión la velocidad de rotación de uno de los agujeros negros más masivos del universo.

Un ejemplo de sistema de agujero negro binario en OJ287.  Las predicciones del modelo son verificadas mediante observaciones.

Una reciente campaña de observación que involucró a más de dos docenas de telescopios ópticos y el telescopio espacial de rayos X de la NASA permitió a un equipo internacional de astrónomos para medir con precisión la velocidad de rotación de uno de los agujeros negros más masivos del universo. La tasa de rotación de este agujero negro supermasivo es un tercio de la velocidad de centrifugado máxima permitida en la relatividad general. El poder del cuásar llamado OJ287 es de una masa solar equivalente a 18 mil millones la masa del Sol y más de seis veces el valor calculado para el anterior agujero negros más grande conocido y que se encuentra a unos 3,5 millones de años luz de la Tierra.

La curva de luz muestra que OJ 287 tiene una variación periódica de entre 11 y 12 años con un reducido pico doble de máximo brillo. Este tipo de variación sugiere que su motor es un agujero negro supermasivo binario donde un (relativamente) pequeño agujero negro con unos 100 millones de masas solares orbita el agujero negro mucho mayor con un período orbital observable de 11 a 12 años. El brillo máximo es obtenido cuando la componente menor atraviesa el disco de acrecimiento de la componente supermasiva en el pericentro o apsis.

Este quásar se encuentra cerca de la trayectoria aparente del movimiento del Sol sobre la esfera celeste, visto desde la Tierra, donde se llevan a cabo la mayoría de las búsquedas de los asteroides y cometas. Por lo tanto, sus mediciones fotométricas ópticas ya cubren más de 100 años. Un análisis cuidadoso de estas observaciones muestran que la OJ287 ha producido estallidos ópticos casi periódicos a intervalos de aproximadamente 12 años, según datos obtenidos desde alrededor de 1891. Además, una inspección minuciosa de los conjuntos de datos más recientes revela la presencia de picos dobles en estos estallidos.

Estas deducciones impulsaron Mauri Valtonen de la Universidad de Turku, en Finlandia y sus colaboradores para desarrollar un modelo para el cuásar OJ287 que permita albergar dos agujeros negros de masa desiguales. Su modelo consiste en un agujero negro masivo con un disco de acreción (es un disco de material interestelar formado por materia que cae en objetos como los agujeros negros) mientras que el agujero negro más pequeño gira alrededor de el. El cuásar OJ287 es visible debido a la lenta acumulación de materia presente en el disco de acreción en el mayor de los agujeros negros. Además, el pequeño agujero negro pasa a través del disco de acreción durante su órbita, que hace que el material del disco se caliente a altas temperaturas. Este material calentado fluye hacia fuera desde ambos lados del disco de acreción e irradia fuertemente una vez por semana. Esto hace que surjan picos en el brillo debido a la elipticidad de la órbita de los picos dobles, como se muestra en la figura. Este efecto se debe a la teoría general de la relatividad de Einstein, y su tasa de precesión depende principalmente de las dos masas de los agujeros negros y la velocidad de rotación del agujero negro más masivo.

En 2010, Valtonen y sus colaboradores utilizaron ocho estallidos brillantes del OJ287 para medir con precisión la velocidad de precesión de la órbita del agujero más pequeño. Este análisis reveló por primera vez la velocidad de rotación del agujero negro masivo, junto con estimaciones precisas de las masas de los dos agujeros negros. Esto fue posible gracias a la precesión de la órbita del agujero negro más pequeño y a la increíble velocidad de 39 grados por órbita individual. El modelo relativista general para OJ287 también predijo que la próxima explosión podría producirse en torno al 25 de noviembre de 2015, que marca el 100 aniversario de la teoría general de la relatividad de Einstein. Por tanto, una campaña de observación se puso en marcha para atrapar esta predicción. La bengala óptica  comenzó en torno al 18 de noviembre de 2015 y alcanzó su máximo brillo, el 4 de diciembre de 2015.

Fue el instante de la explosión más brillante que permitió Valtonen y sus compañeros de trabajo para medir directamente la velocidad de rotación del agujero negro más masivo siendo un tercio de la velocidad de centrifugado máxima permitida en la relatividad general. En otras palabras, su parámetro Kerr se mide con precisión para ser 0,31, y su valor máximo permitido en la relatividad general es uno. En comparación, el parámetro de Kerr del agujero negro final asociado con la primera vez directo detección de ondas gravitacionales solamente se estima que es por debajo de 0,7. Las observaciones que conducen a la medición de giro exacto se han realizado gracias a la colaboración de un número de telescopios ópticos en Japón, Corea del Sur, India, Turquía, Grecia, Finlandia, Polonia, Alemania, Reino Unido, España, EE.UU., y México. El esfuerzo, dirigido por Staszek Zola de Polonia, implicado cerca de 100 astrónomos de estos países. Curiosamente, varios participantes destacados eran astrónomos no profesionales que usaban sus propios telescopios. El equipo de Valtonen que desarrolló y contribuyó al modelo de agujero negro binario incluyen al astrofísico A. Gopakumar de TIFR en la India y el astrónomo italiano Ray Stefano Ciprini que obtuvieron y analizaron los datos de rayos-X. La aparición de la explosión óptica predicho de OJ287 también permitió al equipo para confirmar la pérdida de energía orbital a las ondas gravitacionales dentro de un dos por ciento de la predicción de la relatividad general. Esto proporciona la primera evidencia indirecta, por la emisión de ondas gravitacionales, de la existencia de un enorme agujero negro binario. Esta es una noticia alentadora, en un futuro próximo, para los esfuerzos de sincronización de la matriz Pulsar que detectan directamente las ondas gravitacionales de tales sistemas. Por lo tanto, la presente observación óptica de OJ287 hace un aporte apropiado en las celebraciones del centenario de la teoría de la relatividad general y se suma a la emoción de la primera observación directa de una señal de onda gravitatoria transitoria por LIGO.

Fuente

ASTRONOMY MAGAZINI

Instituto Tata de Investigación Fundamental, Mumbai, India,

Universidad de Turku, Finlandia,

Universidad de Jagiellonian, Cracovia, Polonia 

Orbitadores artificiales de Marte - MAVEN

EN ESTA NOTA SE DETALLAN DOS ACONTECIMIENTOS OBSERVADOS POR LA MISION MAVEN.

I)                  MAVEN mira a Fobos, la luna de Marte, con luz ultravioleta

Los científicos de la NASA están más cerca de resolver el misterio de cómo se formó Fobos la luna Marte.

A finales de noviembre y principios de diciembre de 2015, la misión MAVEN hizo una serie de aproximaciones cercanas a la luna marciana Fobos, la recogida de datos se hizo a menos de 300 millas (500 kilómetros) de la luna.

Los datos devueltos eran imágenes espectrales de Fobos en el ultravioleta. Las imágenes permitirán a los científicos de Maven evaluar mejor la composición de este enigmático objeto, cuyo origen se desconoce.

Las observaciones de Fobos MAVEN fueron posibles debido a la naturaleza especial de la órbita de la nave espacial, que atraviesa una gran variedad de altitudes, incluyendo aquellos en los que Fobos orbita alrededor de Marte. Periódicamente, se producen encuentros cercanos entre la nave espacial y la luna, lo que representa una oportunidad para reunir datos a corta distancia. Estar tan cerca puede parecer arriesgado, pero no hay ninguna posibilidad real de un impacto del satélite con Fobos. Planificadores de la misión MAVEN monitorear la órbita con mucho cuidado y ejecutarían las maniobras en la nave espacial MAVEN si se acercaba demasiado a la luna.

La comparación de imágenes y espectros de la superficie de Fobos obtenidos por Maven podrán hacerse  con datos existentes de similares asteroides y/o meteoritos, lo que ayudará a los científicos planetarios entender su origen, ya sea que la luna es un asteroide capturado o se formó en órbita alrededor de Marte. Los datos de MAVEN, cuando se analicen por completo, también ayudarán a los científicos a buscar moléculas orgánicas en la superficie. La evidencia de tales moléculas se ha informado en mediciones anteriores del espectrógrafo ultravioleta con que cuenta la nave espacial Mars Express.

La órbita de MAVEN veces cruza la órbita de Fobos. Esta imagen muestra la configuración de las dos órbitas a principios de diciembre de 2015, cuando se hicieron observaciones de Fobos. (Cortesía CU / LASP y la NASA)

Las observaciones fueron hechas por la Espectrógrafo de Imagen Ultravioleta, instrumento que se encuentra a bordo MAVEN.

Fobos según lo observado por MAVEN a travez del Espectrógrafo de Imagen Ultravioleta. El color naranja muestra la luz solar ultravioleta (MUV) reflejada desde la superficie de Fobos, la exposición de forma irregular de la luna y muchos cráteres. En color azul muestra la luz ultravioleta lejana detectada a 121,6 nm, que se dispersa fuera del gas de hidrógeno en la atmósfera superior de Marte extendida. Fobos, se observa aquí en un rango de 300 kilómetros, bloquea esta luz, que eclipsa el cielo ultravioleta. En el lado diurno de Fobos, algunos píxeles azules son brillantes lo que indican que la luna refleja la lejana luz UV, lo que permitirá por primera vez una medida de la reflectividad de Fobos en esta longitud de onda, la adición de una base de datos muy limitado para medir la reflectividad de la lejana UV de cuerpos pequeños del sistema solar. (Cortesía CU / LASP y la NASA)

     II)              Cercano sobrevuelo del cometa Threw en el campo magnético de Marte.

Apenas unas semanas antes de que el histórico encuentro del cometa C / 2013 A1 (Siding Spring) con Marte en octubre de 2014, la nave espacial MAVEN entró en órbita alrededor del planeta rojo. Para proteger equipos sensibles a bordo de MAVEN de posibles daños, algunos instrumentos se apagaron durante el sobrevuelo; se hizo lo mismo para otros orbitadores de Marte. Pero unos pocos instrumentos, incluyendo el magnetómetro de MAVEN, permanecieron encendidos lo cual permitieron observaciones de primera fila durante el sobrevuelo del cometa.

La oportunidad de uno-de-uno-bueno se le dio a los científicos una visión íntima de los movimientos que causó el paso del cometa en el campo magnético o magnetosfera, alrededor de Marte. El efecto fue temporal, pero profundo.

El encuentro cercano entre el cometa Siding Spring y Marte inundó el planeta con una marea invisible de partículas cargadas de la coma del cometa. El estado de coma interior densa llegó a la superficie del planeta, o casi el poderoso campo magnético de la cometa se fusionó temporalmente con el abrumado débil campo del planeta, como se muestra en la representación de este artista. (Cortesía de la NASA Goddard)

"El cometa Siding Spring hundió el campo magnético alrededor de Marte en el caos," dijo Jared Espley, un miembro del equipo científico MAVEN en el Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland. "Creemos que el encuentro se voló parte de la atmósfera superior de Marte, al igual que una fuerte tormenta solar lo haría."

A diferencia de la Tierra, Marte no está protegido por una fuerte magnetosfera generada dentro del planeta. La atmósfera de Marte ofrece cierta protección, sin embargo, mediante la reorientación del viento solar alrededor del planeta, como una roca desviar el flujo de agua en un arroyo. Esto sucede porque a gran altura la atmósfera de Marte está compuesta por plasma de una capa de partículas cargadas eléctricamente y moléculas de gas. Las partículas cargadas del viento solar interactúan con este plasma, y se mezcla moviendose alrededor de todos ellos produciendo corriente. Al igual que las corrientes en los circuitos eléctricos simples, estas cargas en movimiento inducen un campo magnético, el cual, en el caso de Marte, es bastante débil.

El cometa Siding Spring también está rodeado por un campo magnético. Esto resulta del viento solar interactúa con el plasma generado en el coma - la envolvente de gas que fluye desde el núcleo de un cometa, ya que se calienta por el sol. El cometa Siding Spring tiene núcleo de hielo y roca de no más de medio kilómetro (aproximadamente 1/3 milla) -es pequeña, pero la coma es expansiva ya que se extiende en un millón de kilómetros (más de 600.000 millas) en todas las direcciones. La parte más densa de la coma la región interna cerca del núcleo, es la parte de un cometa que es visible para los telescopios y cámaras como una bola borrosa grande.

Cuando el cometa Siding Spring pasó Marte, los dos cuerpos estuvieron a unos 140.000 kilómetros (87.000 millas) aproximadamente el uno del otro, la coma del cometa se derramó sobre el planeta durante varias horas, con la coma interior densa alcanzo o casi llega a la superficie de Marte inundándolo  con una marea invisible de partículas cargadas del coma, y el poderoso campo magnético alrededor del cometa se fusionó temporalmente con la débil del planeta.

"La acción principal se llevó a cabo durante la máxima aproximación del cometa", dijo Espley ", pero la magnetosfera del planeta comenzó a sentir algunos efectos tan pronto como entró en el borde exterior de la coma del cometa."

Al principio, los cambios eran sutiles. A medida que la magnetosfera de Marte, que normalmente se cubre perfectamente sobre el planeta, comenzó a reaccionar ante el planteamiento del cometa, algunas regiones comenzaron a realinearse y apuntar en diferentes direcciones.. Con el avance del cometa, estos intensos efectos armaron en el campo magnético del planeta como una cortina de viento. En el momento de máxima aproximación, cuando el plasma del cometa penetra en el campo magnético más denso de Marte aquí llegó a su máximo el caos. Incluso horas después de la salida del cometa, una cierta interrupción se pudo medir.

Espley y sus colegas creen que los efectos de la marea de plasma fueron similares a los de una tormenta solar fuerte, pero de corta duración. Y al igual que una tormenta solar, paso cercano del cometa probablemente alimentó un aumento temporal de la cantidad de gas que se escapa de la atmósfera superior de Marte. Con el tiempo, esas tormentas pasaran factura a la atmósfera.

"Con MAVEN, que estamos tratando de entender cómo el sol y el viento solar interactúa con Marte," dijo Bruce Jakosky, investigador principal de MAVEN de la Universidad de Colorado Laboratorio de Física Atmosférica y Espacial en Boulder. "Al observar cómo los magnetosferas de la cometa y de Marte interactúan entre sí, que estamos recibiendo una mejor comprensión de los procesos detallados que controlan cada uno de ellos."

Fuente

NASA /Goddard

CU / LASP

Universidad de Colorado, del Laboratorio de Física Atmosférica y Espacial y el Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland.