MIMAS

Las sutiles diferencias de color en la luna de Saturno, Mimas, son evidentes en esta vista en falso color del cráter Herschel capturada por la nave espacial Cassini de la NASA durante su sobrevuelo más cercano de la historia de esa luna.

La imagen muestra variaciones de color dependientes del terreno, particularmente el contraste entre los materiales azulados en y alrededor del cráter Herschel (130 kilómetros o 80 millas de ancho) y el yeso verdoso en el terreno más antiguo y con más cráteres en otros lugares. El origen de las diferencias de color todavía no se comprende, pero puede ser causado por diferencias sutiles en la composición de la superficie entre los dos terrenos. Las falsas imágenes en color del encuentro más cercano anterior de Cassini, en 2005, también mostraron tales variaciones (ver PIA06257 ).

Esta imagen cruda sin procesar de Mimas fue tomada por Cassini el 13 de febrero de 2010. 

La imagen fue tomada en luz visible con la cámara de ángulo estrecho de la nave espacial Cassini el 13 de febrero de 2010. La vista se obtuvo a una distancia de aproximadamente 17,000. kilómetros (11,000 millas) de Mimas. La escala de la imagen es de 100 metros (329 pies) por píxel.

La misión Cassini Equinox es un esfuerzo conjunto de los Estados Unidos y Europa. El Laboratorio de Propulsión a Chorro, una división del Instituto de Tecnología de California en Pasadena, administra la misión del Directorio de Misiones Científicas de la NASA, Washington, DC. El orbitador Cassini fue diseñado, desarrollado y ensamblado en el JPL. El equipo de imágenes está formado por científicos de EE. UU., Inglaterra, Francia y Alemania. El centro de operaciones de imágenes y el líder del equipo (Dr. C. Porco) están ubicados en el Instituto de Ciencias Espaciales en Boulder, Colorado. 

Para obtener más información acerca de la Misión Cassini Equinox, visitehttp://ciclops.org , http: //www.nasa .gov / cassini yhttp://saturn.jpl.nasa.gov . 

Crédito: NASA / JPL / Space Science Institute 
Publicado: 15 de febrero de 2010

Mimas (satélite)

Mimas
Descubrimiento
Descubridor	William Herschel
Fecha	17 de septiembre de 1789
Designaciones	Saturno I
Elementos orbitales
Inclinación	1,53°
Semieje mayor	185 520 km
Excentricidad	0,0202
Elementos orbitales derivados
Periastro o perihelio	181 902 km
Apoastro o afelio	189 176 km
Período orbitalsideral	22 h 37 min 5 s
Satélite de	Saturno
Características físicas
Masa	(3,749 ± 0,003 3 1) × 10 19 kg1​
Volumen	~32 900 000 km³
Dimensiones	415.6×393.4×381.2 km
Densidad	1,17 g/cm³
Diámetro	397,2 km
Gravedad	0,077 m/s²
Velocidad de escape	0.159 km/s
Periodo de rotación	síncrona
Inclinación axial	0,005°
Albedo	0,77
Características atmosféricas
Temperatura	~64 K
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Mimas es un satélite de Saturno descubierto en 1789 por William Herschel y denominado en aquel momento como Saturno I por ser el satélite más interno (gira alrededor de Saturno en ~ 22,5 horas) de los descubiertos por Herschel. El nombre posterior, Mimas, proviene de la mitología griega, siendo Mimas uno de los gigantes, hijo de Gea en la mitología griega.

Cráter Herschel

Mimas posee un cráter denominado Herschel. Este cráter fue consecuencia de un impacto meteórico de un cuerpo de aproximadamente cinco kilómetros de diámetro a una velocidad aproximada de 31 km/s. Fue tan violento que produjo ciertas fracturas; si el impacto hubiera sido mayor Mimas podría haberse fracturado. En el centro del cráter se encuentra una montaña de seis kilómetros de altitud.

Características físicas

Imagen de Mimas obtenida por la sonda Cassini, 2 de agosto 2005. Mimas es un pequeño mundo helado acribillado por impactos.

Mimas es un cuerpo helado de baja densidad, 1,19 g/cm³, por lo que está posiblemente constituido en su mayor parte por hielo de agua con una pequeña concentración de materiales más densos. Tiene un diámetro de unos 397 kilómetros y su superficie, altamente craterizada, presenta un enorme cráter de impacto de 139 km de diámetro llamado Herschel. El impacto que produjo este cráter fue tan violento que produjo fracturas visibles en el lado opuesto de este satélite. Posiblemente un impacto ligeramente más energético podría destruir un cuerpo del tamaño de Mimas.

Este satélite no es un cuerpo esférico al ser deformado por las fuertes fuerzas de marea producidas por Saturno. Las fuerzas de marea retienen a Mimas en rotación síncrona, es decir, su periodo de rotación es igual que su periodo orbital alrededor de Saturno. Esta órbita tiene un semieje mayor de tan solo 185.520 km, unas tres veces el radio del planeta, contribuyendo a la intensidad de las fuerzas de marea. Mimas es el responsable principal de limpiar de partículas la división de Cassini, la cual separa los anillos A y B.

Resultados recientes

La misión Cassini tuvo un encuentro cercano (62 700 km) con Mimas el 2 de agosto de 2005, y otro aún más cercano a apenas 9.500 kilómetros el día 13 de febrero de 2010, los cuales revelaron que Mimas es uno de los satélites con más cráteres del sistema de Saturno, y con poca evidencia de actividad geológica. De hecho, Mimas tiene tantos cráteres que los nuevos solo pueden ocurrir dentro de cráteres más viejos, lo que se denomina saturación. También se han encontrado surcos de un kilómetro de profundidad; se piensa que estos son muy antiguos y son la única indicación de que pudo haber alguna actividad geológica en tiempos remotos. Se ha observado que algunos de los cráteres más elevados (con paredes de hasta 4 km de altura) tienen material polvoriento por dentro, lo que pudo haber sido causado por material que se desprende de las paredes de los cráteres existentes cuando ocurre algún impacto energético en otros puntos de Mimas.

La medida del balanceo del satélite alrededor de su eje polar indica que el interior de Mimas no es uniforme, lo que podría deberse a un núcleo rocoso con la forma aproximada de un balón de rugby o a la existencia de un océano subterráneo bajo una capa de hielo de entre 25 y 30 km de espesor.²​

Investigaciones muy recientes realizadas en el infrarrojo con ayuda de Cassini muestran zonas de mayor temperatura y bordes bien definidos en la superficie de Mimas, cuya forma global ha sido comparada con la del protagonista del videojuego Pac-Man, y cuyo origen se desconoce.³​

Mimas en la ficción

Mimas es parecido a la Estrella de la muerte

• Se han realizado numerosas comparaciones entre el aspecto de Mimas y la apariencia de la Estrella de la muerte de la película La guerra de las galaxias.⁴​ Se trata tan solo de una coincidencia, dado que Mimas no fue fotografiado hasta tres años después del estreno de la película.

• En la novela juvenil Lucky Starr y los anillos de Saturno (Isaac Asimov, 1958), el héroe, Lucky Starr, consigue escapar de sus perseguidores (habitantes del Sistema Sirio) estrellando su nave contra la superficie de Mimas, dado que, al estar formado completamente de hielo, el impacto derrite su superficie permitiendo esconder la nave en la que viaja el protagonista.

• En un episodio de la serie de TV Star Trek: La nueva generación Mimas es el lugar en el que se encuentra una estación de evacuación a la que son transportados cuatro cadetes especiales tras las colisiones de sus naves.

• En las novelas de Rob Grant y Doug Naylor basadas en su comedia televisiva para la BBC Red Dwarf, Mimas contiene un enorme y congestionado espaciopuerto en el que Dave Lister, el último humano vivo en la galaxia, consigue escapar iniciando su viaje en el Red Dwarf.
• Mimas también aparece en el soneto XXI de Herrera bajo el nombre de Mimante, pero en este caso es una alusión al mito de Mimante.

Galería

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  Mimas por delante de los anillos de Saturno.
 
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  Mimas es el pequeño punto blanco abajo a la izquierda.
 
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  Mimas, captado por Cassini, muestra su notable forma oval.
 
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  Silueta de Mimas, contrastando con las latitudes más septentrionales de Saturno.
 
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  Mimas, detrás del anillo F.
 
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  Fotografía en alta resolución de la superficie de Mimas
 
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  Las sutiles diferencias de color en Mimas son evidentes en esta imagen en color falso.
 
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  Mosaico de Mimas.

¿Cómo se formaron los planetas?

Vivimos en uno de ellos y hemos visto evidencia concreta de la existencia de otros planetas orbitando estrellas en los confines del Universo. Pero nunca hemos visto de qué manera se formaron los planetas y cuánto tardaron en ello. Si quieres saber cómo se formaron esas enormes esferas rocosas o gaseosas que giran alrededor de una estrella y sobre su propio eje, vamos a verlo. 

El disco de polvo

Así que ¿cómo se formaron los planetas? Basándonos en el entendimiento que tenemos actualmente sobre el cosmos, podemos concluir que los planetas se forman del mismo material de polvo y gas que forma a las estrellas, llamadasnebulosas. La gravedad atrae todo este material hacia un mismo punto, comprimiéndose y aumentando su temperatura y densidad, formando una estrella.

Alrededor de esta estrella se forma un disco de polvo giratorio que se va aplanando, algo así como la masa durante la preparación de una pizza. Estos discos llenos de polvo empiezan a formar pedazos más grandes mientras la gravedad los junta y se vuelven el lugar de nacimiento de los planetas, formando primero lo que se conoce como "protoplanetas".

Ver también: ¿Cuántos planetas extrasolares existen?

ALEKSANDARSTUDIO/ISTOCK/THINKSTO

Planetas de roca y de gas

Mientras más grandes se vuelven estos protoplanetas, más gravedad causan a su alrededor, atrayendo a más material para aumentar de tamaño. Siendo material rocoso el más abundante en el interior del disco de polvo alrededor de la estrella, es más común ver a los planetas rocosos en la parte interior del sistema estelar, mientras que el gas se acumula en las orillas del disco, formando los planetas gaseosos, tal como ocurre en nuestro sistema solar.

La razón de esto es la temperatura del sistema solar en sus orígenes. Considerando que al principio la temperatura en la parte interna del disco de polvo era de 2000 Kelvin y de 50 Kelvin en la parte externa, sólo las sustancias con altos puntos de fusión permanecerían sólidas y todas las demás eran vaporizadas en la parte interna. En las afueras del disco, los elementos como el agua y el metano no se vaporizaron, formando los grandes planetas gaseosos.

Ver también: Descubrimientos astronómicos: Nuevo planeta sin estrella

SERGEY NIVENS/ISTOCK/THINKSTOCK

Limpieza de las órbitas

Mientras estos planetas siguen creciendo, son capaces de remover todo el material en el camino de su órbita, dejando una línea relativamente libre de tráfico. Pero cientos de estos cuerpos se han formado para este entonces, por lo que tarde o temprano empezarán a chocar, enviando escombros por todos lados o pueden "juntarse" en un cuerpo aún más grande.

Después de millones de años, muchas de estas colisiones darán origen a un disco de polvo prácticamente libre de escombros, creando planetas más grandes y más pocos que al principio.

Ver también: ¿Cómo se descubren planetas nuevos?

Conclusiones

El telescopio Hubble ha hecho un gran trabajo ayudando a desarrollar esta teoría, ya que su excepcional visión ha encontrado discos de polvo alrededor de estrellas jóvenes y sin planetas. En los últimos años este panorama se ha abierto tanto que tenemos mucha más evidencia de la formación de planetas aparte de la que teníamos en nuestro sistema solar.

Y aunque aún hay piezas por resolver en este enigma, el telescopio Hubble ha resuelto muchas preguntas y generado otras, las cuales nos ayudarán para un mejor entendimiento del cosmos y de cómo nuestro planeta llegó a ser lo que es ahora.

El disco circunestelar extremadamente truncado de V410 X-ray 1: ¿un precursor de TRAPPIST-1

Los discos protoplanetarios alrededor de enanas marrones y estrellas de muy baja masa ofrecen algunas de las mejores perspectivas para formar planetas del tamaño de la Tierra en sus zonas habitables. Con este fin, estudiamos la naturaleza del disco alrededor de la estrella de masa muy baja V410 X-ray 1, cuyo SED es indicativo de un disco de polvo ópticamente grueso y muy truncado, con nuestro modelo que sugiere un radio exterior de solo 0,6 au. Investigamos dos escenarios que podrían conducir a dicho truncamiento, y encontramos que el SED observado es compatible con ambos. El primer escenario implica el truncamiento del polvo y el gas en el disco, tal vez debido a una interacción dinámica previa o la presencia de un compañero no detectado. El segundo escenario involucra el hecho de que una ubicación radial de 0.6 au está cerca de la ubicación esperada de la línea de nieve H $ _2 $ O en el disco. Como tal, una combinación de crecimiento de polvo eficiente, migración radial y posterior fragmentación dentro de la línea de nieve conduce a un disco de polvo interior ópticamente grueso y un disco de polvo externo más grande y ópticamente delgado. Encontramos que una medición firme del flujo de línea CO $ J = 2 $ - 1 nos permitiría distinguir entre estos dos escenarios, al permitir una medición de la extensión radial del gas en el disco. Muchos modelos que consideramos contienen al menos varias masas terrestres de polvo en el interior a 0,6 au, lo que sugiere que la V410 X-ray 1 podría ser un precursor de un sistema con planetas interiores muy compactos, como TRAPPIST-1. Encontramos que una medición firme del flujo de línea CO $ J = 2 $ - 1 nos permitiría distinguir entre estos dos escenarios, al permitir una medición de la extensión radial del gas en el disco. Muchos modelos que consideramos contienen al menos varias masas terrestres de polvo en el interior a 0,6 au, lo que sugiere que la V410 X-ray 1 podría ser un precursor de un sistema con planetas interiores muy compactos, como TRAPPIST-1. Encontramos que una medición firme del flujo de línea CO $ J = 2 $ - 1 nos permitiría distinguir entre estos dos escenarios, al permitir una medición de la extensión radial del gas en el disco. Muchos modelos que consideramos contienen al menos varias masas terrestres de polvo en el interior a 0,6 au, lo que sugiere que la V410 X-ray 1 podría ser un precursor de un sistema con planetas interiores muy compactos, como TRAPPIST-1.

Comentarios:	10 páginas, 8 figuras, aceptadas para publicación en MNRAS
Asignaturas:	Astrofísica solar y estelar (astro-ph.SR) ; Astrofísica terrestre y planetaria (astro-ph.EP)
Citar como:	arXiv: 1802.07120 [astro-ph.SR] La concepción del artista del sistema polvoriento TYC 8241 2652 como pudo haber parecido hace varios años, cuando emitía grandes cantidades de exceso de radiación infrarroja. El disco polvoriento de escombros rocosos alrededor de una estrella cercana aparentemente ha desaparecido sin explicación.  Más sobre esta imagen En 2012, los astrónomos se sorprendieron al descubrir que un disco polvoriento de escombros rocosos alrededor de una estrella cercana se había apagado abruptamente y desapareció por todas partes. Pocos años antes, la estrella designada TYC 8241 2652 y una joven analógica de nuestro sol, mostraba todas las características de alojar un sistema solar en construcción. Ahora, se ha transformado completamente. Se ve muy poco del cálido material polvoriento que se cree que proviene de las colisiones de planetas rocosos, un misterio que desconcierta a los astrónomos.  Carl Melis de la Universidad de California, San Diego, dirigió el equipo de descubrimiento, que informó sobre sus hallazgos en la edición del 5 de julio de 2012 de la revista Nature . "Es como el truco del mago clásico: ahora lo ves, ahora no. Solo que en este caso estamos hablando de suficiente polvo para llenar un sistema solar interno y realmente se ha ido", dijo Melis. Visto por primera vez por el satélite astronómico infrarrojo de la NASA (IRAS) en 1983, el disco polvoriento en TYC 8241 2652 permaneció brillando intensamente durante 25 años. Al igual que la Tierra, el polvo cálido absorbe la energía de la luz de las estrellas visible (luz solar) y vuelve a irradiar esa energía de calor como radiación infrarroja. Una imagen infrarroja obtenida en el Telescopio Gemini en Chile el 1 de mayo de 2012, justo cuando el periódico estaba siendo aceptado por Nature, confirmó que el polvo caliente se ha ido por 2.5 años.  Melis dijo que los investigadores aún no tienen una explicación realmente satisfactoria de lo que sucedió alrededor de esta estrella, pero la desaparición parece ser independiente de la estrella en sí misma y el polvo no parece haber desaparecido debido a un evento violento. El coautor Ben Zuckerman de la Universidad de California, Los Ángeles, que ha estudiado discos circunestelares desde la década de 1980, señaló que "la desaparición del polvo en TYC 8241 2652 fue tan extraña y tan rápida que al principio pensé que nuestras observaciones simplemente deben estar en error de alguna manera extraña ".  Norm Murray, Director del Instituto Canadiense de Astrofísica Teórica, que no formó parte del grupo de investigación, dijo: "La historia de la astronomía ha demostrado que los eventos que no están previstos y son difíciles de explicar pueden cambiar las reglas del juego".  Esta investigación fue apoyada en parte por la National Science Foundation. Para obtener más información acerca de esta investigación, consulte la noticia de Géminis. (Fecha de la imagen tomada: 2012; fecha publicada originalmente en la Galería Multimedia NSF: 22 de diciembre de 2017) Crédito: Observatorio Gemini / ilustraciones de AURA por Lynette Cook

La Formación del Sistema Solar

Formación del Sistema Solar

Los sistemas planetarios se forman alrededor de nuevas estrellas. Como ejemplo, considere el sistema solar. Creemos que el sistema solar primitivo era una nube fría de gas interestelar que tenía una rotación bastante rápida, por lo que no todo el gas podía caer en la formación de la estrella en el centro.

"Este mundo fue una vez una neblina fluida de luz, Hasta el centro establece las mareas estrelladas, Y se arremolinaba en soles, ese elenco de ruedas Los planetas." - Tennyson, " La princesa "

Puntos clave: pasos para formar un sistema planetario; evidencia de sistemas planetarios: retroceso Doppler, tránsito, disco de escombros

Por lo tanto, la estrella estaba rodeada por el gas y el polvo sobrantes de su formación. A través de una serie de colisiones entre las moléculas de gas y las partículas de polvo, este material se organizó en forma de disco circunestelar. El disco circunestelar es donde se formaron los planetas. (animación de L. Close,http://athene.as.arizona.edu/~lclose/teaching/a202/lect4.html )

Esta película muestra un sistema de formación de planetas. Avanzamos a través de una nube molecular, penetrando en el núcleo de la nube fría donde nace una nueva estrella. A medida que nos acercamos, vemos el disco de material que orbita la protostar, el punto final de la animación justo arriba. Comienza a brillar de color rojo brillante a medida que la energía se libera por su contracción bajo la gravedad. Las nubes de gas van y vienen por encima del disco y luego comienza un viento desde la estrella y elimina el exceso de gas del disco, dejando al joven sistema planetario. No se muestra, eventualmente la estrella expulsa el exceso de gas y parte del polvo para hacerse visible. (adaptado por G. Rieke, del JPL, M. Roessler, http://cougar.jpl.nasa.gov/HR4796/anim.html (recargar para reiniciar animaciones de conferencia)

	En una etapa temprana (menos de un millón de años), cuando la joven estrella aún está rodeada por el denso disco de gas y polvo, se pueden formar planetas gigantes gaseosos como Júpiter y Saturno. Una vez que el gas ha sido expulsado del sistema, las posibilidades de que se formen esos planetas han terminado.
	Los planetas "terrestres" (como la tierra) pueden tardar más en formarse. Los embriones planetarios se forman en el disco dentro de unos pocos millones de años y continúan creciendo a través de múltiples colisiones violentas incluso después de que el gas ha salido del sistema. (de Chris Butler, http://www.lpi.usra.edu/science/hahn/web/ ) Animación debajo de GJ Taylor, http://www.psrd.hawaii.edu/Nov06/hit-and-run. html
	A medida que este proceso continúa, los planetas terrestres jóvenes se han formado en el disco pero aún colisionan con frecuencia, y los cometas caen en la estrella central a gran velocidad. (fotos superiores e inferiores de Don Dixon)

Este clip muestra las últimas etapas en la construcción de planetas terrestres. Se los ve material de acreción en forma de grandes cuerpos chocando contra ellos. Nos acercamos a uno, vemos la nube de fragmentos de colisiones intensas despejadas, y luego somos testigos de una serie de explosiones espectaculares a medida que los objetos impactan en la superficie. Estos planetas pueden seguir creciendo durante cien millones de años más o menos. (adaptado por G. Rieke de CJ Hamilton, http://planetscapes.com/solar/cap/misc/ssanim.htm ) (vuelva a cargar para reiniciar las animaciones de la conferencia)

Los sistemas planetarios parecen formarse con mucha frecuencia

"Hay innumerables soles e innumerables Tierras que giran alrededor de sus soles exactamente de la misma manera que los siete planetas de nuestro sistema. Solo vemos los soles porque son los cuerpos más grandes y luminosos, pero sus planetas permanecen invisibles para nosotros porque son más pequeños y no luminosos ".- Giordano Bruno, 1548 - 1600, en De L'Infinito Universo E Mondi

Detección de planetas alrededor de estrellas cercanas

Estamos encontrando evidencia de planetas masivos alrededor de muchas estrellas desde los desplazamientos Doppler que indican algo invisible que orbita la estrella . Esta animación se basa en un sistema real ( de Sylvain G. Korzennik, http://cfa-www.harvard.edu/afoe/orbits/ ) . Si observas de cerca, puedes ver un pequeño movimiento de la estrella alrededor del centro de masa común si es así como el planeta masivo que lo orbita. El desplazamiento Doppler resultante de las líneas estelares se muestra en el gráfico en la parte inferior. El efecto neto es un poco más de + 50 m / s, aproximadamente +0.00002%. Es posible detectar un cambio tan pequeño en las longitudes de onda de las líneas espectrales, debido a un planeta masivo en órbita alrededor de la estrella. Un planeta del tamaño de la Tierra produciría desplazamientos más de cien veces más pequeños, menos de lo que podemos medir. Además, un planeta grande demasiado lejos de la estrella produciría un retroceso demasiado lento para que lo hayamos detectado. A pesar de las limitaciones en la masa y la órbita planetaria, muchas estrellas parecen tener planetas detectables, tal vez hasta el 10% de las estrellas cercanas.

Este diagrama muestra lo que está sucediendo. (De The Essential Cosmic Perspective, por Bennett et al.)

Otro enfoque es buscar la pequeña reducción en la luz de una estrella cuando un planeta pasa entre nosotros y ella: un tránsito. Esto requiere que la órbita del planeta esté alineada, pero conocemos cerca de dos docenas de ejemplos. Una es cuando Mercurio o Venus pasan entre nosotros y el sol:

Aquí hay un ejemplo, el tránsito de Venus en junio de 2004 (Venus está en la parte inferior izquierda del disco solar). (de la revista Astronomy). Para ver más, prueba este enlace http://www.solarviews.com/cap/sun/noaavenustransit.htm Por supuesto, para otras estrellas solo vemos la ligera reducción de la luz. (dehttp://eo.ucar.edu/staff/dward/sao/exoplanets/methods.htm )

En realidad, ver planetas normales que orbitan alrededor de las estrellas más cercanas actualmente está más allá de nuestras capacidades, tanto porque serían tan débiles como porque se perderían en el resplandor de la estrella misma. Lo más cerca que hemos llegado es encontrar, en algunos casos, enanas marrones en órbita que son más masivas de lo que normalmente aceptaríamos como planetas. Los sistemas de enanas marrones pueden ser más similares a las estrellas dobles que los sistemas planetarios en la forma en que se formaron. Aún así, son sugerentes tentadores de los sistemas planetarios.
Por ejemplo, una de las primeras enanas marrones más antiguas conocidas se llama Gl229B. Orbita una estrella cercana.

También hemos encontrado muchos ejemplos de estrellas rodeadas de discos circunestelares de escombros. El polvo y los granos pequeños en estos discos serán soplados rápidamente lejos de la estrella o caerán dentro de solo un millón de años. Por lo tanto, es necesario renovar los desechos, creemos que esto ocurre cuando los planetas pequeños, generalmente en la escala de los grandes asteroides del sistema solar, colisionan entre sí (de Robert Hurt, SSC) . A continuación hay un ejemplo. Fomalhaut tiene aproximadamente 200 millones de años, por lo que el sistema de desechos que se muestra en las imágenes proviene de una colisión reciente que produjo una gran nube de polvo que ahora vemos diseminarse en órbita alrededor de la estrella.  (de K. Stapelfeldt, Centro de Ciencias Spitzer, Caltech / JPL / NASA)
  
Un disco aún más impresionante orbita la cercana estrella beta Pictoris, sin embargo, debido a que esta estrella tiene solo entre 10 y 20 millones de años, los astrónomos debaten si el disco se quedó de su formación o si se debe a una colisión planetaria reciente.

La etapa del disco de escombros parece durar unos 100 millones de años, después de lo cual la mayoría de los sistemas planetarios parecen haberse "estabilizado" y tener una menor tasa de colisiones.

La gran pregunta es si existen muchos planetas similares a la Tierra, ya que son sitios potenciales para la vida y tal vez incluso civilizaciones . Se están llevando a cabo importantes programas, como el Buscador de Planetas Terrestres de la NASA, para buscar una respuesta a esta pregunta, como una pista sobre la prevalencia de la vida en el Universo. Estos programas mejorarán sustancialmente nuestras capacidades de detección de planetas. Mientras tanto, podemos investigar esta cuestión mediante el estudio de nuestro propio sistema planetario.Aquí está la idea de un artista de cómo se vería estar en una pequeña luna orbitando alrededor de un planeta similar a la Tierra . ( por David Hardy,

El fotógrafo más afortunado del mundo puede haber demostrado que los astrofísicos están en lo cierto

Una imagen en color tomada por científicos de UC Santa Cruz revela la supernova en ciernes (entre corchetes en rojo) que un astrónomo aficionado descubrió mientras probaba su cámara.

Crédito: CARNEGIE INSTITUTION FOR SCIENCE, LAS CAMPANAS OBSERVATORY, CHILE

En una noche de septiembre en Argentina, el astrónomo aficionado Víctor Buso sacó su cámara del exterior, la montó en un telescopio de 16 pulgadas y la entrenó en una galaxia espiral a unos 80 millones de años luz de la Tierra. Buso solo estaba tratando de probar su nueva cámara. No esperaba ganar la lotería cósmica ni demostrar a los científicos lo acertado de una teoría antigua sobre cómo ocurren las supernovas.

Mientras fotografiaba la galaxia NGC 613 en el transcurso de una hora, Buso inadvertidamente capturó varias imágenes de una estrella que se movía a través de las primeras etapas visibles de una supernova : la muerte explosiva (y visiblemente brillante) de una estrella supermasiva. En una foto, el espacio debajo de la galaxia espiral parecía aparentemente vacío. En el siguiente, una brillante explosión de luz había aparecido.

Tales fotos de supernovas emergentes nunca se han capturado antes, y con buena razón; Según los astrónomos del Instituto de Astrofísica de La Plata en Argentina, las posibilidades de atrapar al azar a una estrella que se está volviendo supernova son de 1 en 10 millones como mucho

Buso compartió rápidamente sus hallazgos fotográficos con los astrónomos y, a la mañana siguiente, los telescopios de todo el mundo apuntaron a la estrella moribunda.

"Los astrónomos profesionales llevan tiempo buscando este tipo de eventos", dijo Alex Filippenko, astrónomo de la Universidad de California en Berkeley, en un comunicado . "Las observaciones de estrellas en los primeros momentos en que comienzan a explotar proporcionan información que no se puede obtener de ninguna otra manera". Filippenko trabajó en un estudio de seguimiento de la estrella publicado el miércoles (21 de febrero) en la revista Nature .

En esta animación, creada a partir de una serie superpuesta de imágenes, la supernova se vuelve visible como un objeto tenue y rápidamente iluminado al sur de la galaxia anfitriona, NGC 613. 

Crédito: Víctor Buso y Gastón Folatelli

Las supernovas ocurren cuando las estrellas más masivas del universo (aproximadamente ocho a 15 veces la masa de nuestro sol) adquieren o pierden demasiada materia, lo que provoca que el núcleo de la estrella se colapse. Según el sitio de la hermana de Live Science Space.com, una supernova sucede en algún lugar del universo una vez cada segundo más o menos . Sin embargo, es difícil para los investigadores detectar las explosiones estelares hasta que estén en marcha.

Los científicos determinaron que la supernova que Buso presenció fue una supernova de Tipo IIb, lo que significa que el núcleo de la estrella posiblemente implosionó después de perder demasiado hidrógeno y combustible de helio a otra estrella cercana. Los investigadores creen que la estrella puede haber comenzado casi a 20 veces la masa de nuestro sol, pero podría haber disminuido a solo cinco masas solares en el momento en que comenzó la supernova, gracias al sifón de hidrógeno de la estrella compañera.

Una vez que el núcleo de una estrella colapsa, una poderosa ola de presión explota hacia afuera en una violenta tormenta de energía visible a través del espectro electromagnético. La explosión de energía resultante puede durar meses o incluso años .

Las fotografías de Buso capturan las primeras imágenes conocidas de una "ruptura de choque" de una supernova, en la que la onda de presión del núcleo explosivo de la estrella golpea los gases en la superficie de la estrella, lo que hace que se calienten y realcen significativamente. Según los investigadores, estas fotos proporcionan la primera evidencia observable de un comportamiento de supernova que ha sido teórico hasta ahora. La investigación inicial sobre la supernova parece confirmar cómo los científicos teorizaron que tal ruptura ocurriría.

El estudio adicional de la brillante muerte de la estrella puede proporcionar pistas valiosas sobre la estructura física de las estrellas supermasivas justo antes de su deslumbrante muerte.