Famoso agujero negro supermasivo, “espiado” por el Gran Telescopio CANARIAS

Observaciones inéditas realizadas por un grupo internacional de investigadores con el instrumento CanariCam del Gran Telescopio CANARIAS aportan nueva información sobre los campos magnéticos en las inmediaciones del núcleo activo de la galaxia Cygnus A

Por Javier Pérez Barbuzano.

Cygnus A es una galaxia elíptica situada a unos 600 millones de años luz de la Tierra que aloja en su centro un agujero negro supermasivo. Es uno de los objetos más brillantes del cielo en cuanto a emisiones de radio y protagonista de Contact, la famosa novela de ciencia ficción de Carl Sagan llevada al cine. Se trata de una galaxia activa, lo que significa que el agujero negro está absorbiendo materia de su entorno. Cuando esto sucede se producen poderosas emisiones de radiación electromagnética, además de la formación de dos grandes chorros de partículas, llamados jets, que surgen del núcleo galáctico y son lanzadas casi a la velocidad de la luz hacia los confines de la galaxia en un viaje de unos trescientos mil años hasta el medio intergaláctico.

Esta es la primera vez que se han realizado observaciones polarimétricas en el infrarrojo medio [1] de las proximidades del núcleo de una galaxia activa. “La combinación del Gran Telescopio CANARIAS (GTC) y Canaricam ofrece unas prestaciones únicas para la observación de galaxias activas usando técnicas polarimétricas en el infrarrojo medio”, explica Enrique López Rodríguez, investigador de la Universidad de Texas en Austin (EEUU) y autor principal de este estudio publicado en The Astrophisical Journal. “No existe ningún otro instrumento comparable en este sentido –subraya– ni se espera que lo haya hasta la próxima década, ya que los instrumentos en desarrollo actualmente no tienen capacidades polarimétricas”.

La polarimetría es la técnica que estudia la intensidad y orientación de las ondas electromagnéticas. “Si la radiación observada está polarizada en una cierta dirección y con una cierta dependencia del espectro electromagnético, es posible obtener información acerca de los mecanismos físicos que generan dicha polarización. Esta técnica nos ayuda a estrujar hasta la ultima gota de información de cada fotón recolectado con el GTC”, según López Rodríguez. “La polarimetría –añade– nos permite eliminar de la observación toda la luz que no esté influenciada por el campo magnético del núcleo activo, de manera que podemos filtrar toda aquella que procede de otras fuentes, como la propia galaxia o estrellas de fondo. Esto nos permite un mayor contraste en la observación de los jets y el polvo en la galaxia, a la vez que estudiamos la influencia del campo magnético en los mismos”.

A raíz de estas observaciones, los astrónomos han podido saber que el plasma que está siendo eyectado por el núcleo activo se mueve alrededor del campo magnético del jet, lo que genera un tipo de radiación llamado ‘radiación de sincrotrón’, provocada por el rápido movimiento de electrones a través de los campos magnéticos. Si bien este fenómeno ya se había observado en otras longitudes de onda, es la primera vez que se detecta en el infrarrojo medio, lo que ha permitido confirmar que el plasma en el  jet de Cygnus A está altamente confinado por la influencia del campo magnético. Estas observaciones permiten obtener información acerca de  la configuración del campo magnético en las inmediaciones del agujero negro [2], una información muy valiosa ya que este no puede ser observado directamente.

Un puzzle cósmico

Los astrónomos clasifican a Cygnus A como una radiogalaxia debido a que es una de las fuentes de ondas de radio más poderosas del cielo nocturno. Fue observada por primera vez en 1939 y recibe su nombre debido a que es la mayor fuente de ondas de radio en la constelación del Cisne (del latín Cygnus). A pesar de ello, esta galaxia emite ondas en todo el espectro electromagnético, lo que la convierte en un laboratorio astronómico perfecto y uno de los objetos de estudio favoritos de los astrónomos, quienes van realizando observaciones con distintos instrumentos y en distintas longitudes de onda para después interpretarlas, aportando piezas a un rompecabezas que permita comprender lo que sucede en esta región del Universo.

Cygnus A muestra una estructura muy compleja que incluye un núcleo compacto y sendos chorros o jets de material moviéndose desde el centro a los confines de la galaxia, todo ello oculto bajo un manto de polvo con una estructura irregular que resulta impenetrable para la luz visible. “Se trata de una galaxia paradigmática para el estudio de la formación y evolución de jets ya que el polvo oscurece el centro de la galaxia por completo, lo que nos permite discriminar muy bien la luz que nos llega desde los jets”, aclara López Rodríguez. Por este motivo, el equipo de investigación ha recurrido a CanariCam, un instrumento creado para detectar la luz infrarroja que tiene la particularidad de no ser bloqueada por el polvo cósmico.

El Gran Telescopio CANARIAS ofrece unas prestaciones únicas para realizar estas observaciones. Gracias a su gran espejo primario, que permite una gran resolución espacial, combinado con su instrumento Canaricam capaz de observar en el rango del infrarrojo medio, es posible estudiar las emisiones en luz infrarroja que escapan de la galaxia. Estas emisiones provienen de materiales que no están lo suficientemente calientes para emitir luz en el espectro visible, pero que tienen la temperatura suficiente para hacerlo en el rango del infrarrojo, en torno a unos 220K (-53ºC). Además, las capacidades polarimétricas de Canaricam aportan una capa adicional de información que los astrónomos pueden analizar para interpretar otros mecanismos físicos.

Hasta ahora se sabe muy poco acerca de la polarización de la luz infrarroja emitida por los agujeros negros supermasivos que residen en el centro de la mayoría de las galaxias activas. Los astrónomos esperan que estas y otras observaciones similares puedan aportar nuevos datos que ayuden a comprender los mecanismos que rigen la actividad de estos monstruos cósmicos y su influencia sobre las galaxias que habitan.

Notas:

[1] Para intentar explicar el mecanismo dominante de polarización de Cygnus A en longitudes de onda del infrarrojo medio, este trabajo presenta observaciones polarimétricas de alta resolución angular (~0.4 arcseconds) en los filtros de 8,7 y 11,6 µm utilizando el instrumento CanariCam, instalado en el Gran Telescopio CANARIAS (GTC), de 10,4 metros, en el Observatorio del Roque de los Muchachos del Instituto de Astrofísica de Canarias, en la isla de La Palma (España).

[2] El en caso de Cygnus A, el ~65% de polarización en el infrarrojo medio es próximo al 70% teórico, lo que indica un campo magnético altamente ordenado en las regiones cercanas al núcleo de Cygnus A.

Artículo: “Polarized mid-infrared synchrotron emission in the core of Cygnus A”, por E. Lopez-Rodríguez (Universidad de Texas, EEUU), C. Packham (Universidad de Texas, EEUU), C. Tadhunter (University of Sheffield, Reino Unido), R. Mason (Gemini Observatory, EE.UU), E. Perlman (Florida Institute of Technology, EE.UU), A. Alonso-Herrero (Instituto de Física de Cantabria-August G. Linares Senior Research Fellow), C. Ramos Almeida (IAC, ULL, Marie Curie Fellow), K. Ichikawa (Kyoto University, Japón), N. A. Levenson (Gemini Observatory, Chile), J. M. Rodríguez-Espinosa (IAC-ULL), C. A. Álvarez (ULL-GTC Project), E. A. Ramírez (Universidade de São Paulo, Brasil), and C. M. Telesco (University of Florida, EE.UU). 2014, ApJ 793 81. DOI: http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/793/2/81?fromSearchPage=true

Contacto: 
Enrique López Rodríguez: Departamento de Física y Astronomía, Universidad de Texas, San Antonio (EE.UU). enrique.lopezrodriguez@utexas.edu

Cristina Ramos Almeida (IAC):  cra@iac.es

José Miguel Rodríguez Espinosa (IAC): jre@iac.es

Luz sobre una supernova superluminosa que parece explotar dos veces

Las supernovas son uno de los fenómenos más violentos que ocurren en el universo. Se trata de enormes explosiones que ponen punto y final a la vida de algunos tipos de estrella. Estas explosiones liberan cantidades inmensas de energía; tanta que en ocasiones podemos verlas desde la Tierra a simple vista, como puntos de luz capaces de superar temporalmente el brillo de los millones de estrellas que forman las galaxias que las alojan. Tras refulgir intensamente durante algunas semanas, las supernovas comienzan a perder su brillo de manera paulatina hasta apagarse por completo.

Existen muchos tipos de supernova. Los científicos las clasifican según sus características observables, que a su vez ofrecen pistas sobre cómo se han originado. Entre las más conocidas se hallan las de tipo 1a, que se dan cuando una enana blanca - el estado final en la vida de estrella como nuestro Sol - es capaz de absorber la masa de otra estrella cercana o bien se fusiona con otra enana blanca. Cuando esto sucede, su masa aumenta hasta que se vuelve inestable (1) y se origina una explosión termonuclear. Dado que estos eventos generan un brillo característico, los astrónomos pueden utilizarlos como puntos de referencia para medir distancias en el universo - así como los marinos pueden intuir la distancia a un faro en la noche según la intensidad de su brillo. Cuando esto sucede, el objeto emisor recibe el nombre de “candela estándar”.

El resto de tipos de supernova conocidos se producen cuando estrellas muy masivas agotan su combustible, lo que hace que se detengan los procesos de fusión nuclear. Esta fusión no sólo es responsable de que las estrellas emitan luz y calor, sino que las mantienen en equilibrio evitando que se desplomen sobre sí mismas por el efecto de su propia gravedad. Cuando esto sucede, el núcleo estelar se colapsa y las capas externas de la estrella son expulsadas de manera violenta creando la supernova, aunque en algunos casos se pueden formar otros objetos, como agujeros negros o estrellas de neutrones.

En los últimos años se ha descubierto un nuevo tipo de supernova del que aún se sabe muy poco y que se caracteriza por poseer un mayor brillo y longevidad, lo que les ha valido el nombre de supernovas superluminosas (SLSN, por sus siglas en inglés). Aunque de momento sólo se conocen alrededor de una docena de ellas, un grupo internacional de investigadores ha podido utilizar el Gran Telescopio CANARIAS (GTC) para observar una supernova superluminosa casi desde el momento de su nacimiento. La investigación ha revelado un comportamiento sorprendente, pues esta supernova ha mostrado un aumento inicial en su brillo que posteriormente se ha reducido durante algunos días para luego volver a incrementarse de manera mucho mayor. Los científicos han utilizado los datos recogidos por el GTC y los han combinado con los de otros observatorios para tratar de explicar el origen del fenómeno.

 “Las supernovas superluminosas se caracterizan por ser hasta cien veces más brillantes que las de tipo 1a y porque su brillo puede tardar hasta seis meses en comenzar a decaer, en lugar de unas pocas semanas”, ha explicado Mathew Smith, investigador postdoctoral en la Universidad de Southampton (Reino Unido) y principal responsable de este estudio, cuyos resultados han sido publicados en la revista especializada The Astrophysical Journal Letters. “Lo que hemos podido observar y que es completamente novedoso –añade Smith–  es que antes de la gran explosión se produce un estallido más breve y menos luminoso, que podemos apreciar como un bache en la gráfica de luminosidad y que dura sólo unos días.” Es la primera vez que se observa algo así en una supernova. “A partir de estos datos hemos tratado de determinar si esta puede ser una característica única de este objeto o es algo común a todas las supernovas superluminosas, pero que no ha sido observado hasta el momento, lo cual es posible dada su naturaleza impredecible”, comenta el científico.

Este nuevo e intrigante objeto, bautizado por los astrónomos con el críptico nombre de “DES14X3taz”, fue descubierto el 21 de diciembre de 2014 por el Dark Energy Survey (2), un proyecto internacional que sondea el cielo nocturno realizando mediciones precisas de más de 300 millones de galaxias que se encuentran a miles de millones de años luz de la Tierra, además de miles de supernovas y otros fenómenos transitorios. El objetivo es ayudar a explicar la expansión del universo y aportar pistas acerca de la naturaleza de la esquiva energía oscura (3). Para ello, se hace uso de una cámara digital extremadamente sensible con una resolución de 570 megapíxeles que ha sido instalada en el telescopio de cuatro metros Víctor M. Blanco, situado en el observatorio Inter-Americano en Cerro Tololo (Chile).

Una vez que se identificó a DES14X3taz como una posible supernova superluminosa, se solicitó una observación inmediata con el GTC, que dirigió su poderoso ojo hacia este objeto en dos noches de observación: el 26 de enero y el 6 de febrero de 2015. Esto fue posible gracias a que el GTC dedica parte de su tiempo de observación a los denominados “objetivos de oportunidad”, de manera que se aplazan otras observaciones programadas que pueden realizarse en otro momento para dar prioridad a fenómenos transitorios que pueden representar oportunidades irrepetibles.

“El GTC, con su enorme espejo de 10,4 metros y su instrumento OSIRIS, es la herramienta perfecta para la observación de esta SNSL, ya que está tremendamente lejos y la información que buscamos está en el espectro del visible y el infrarrojo cercano”, ha comentado Smith, quien también participa en el Dark Energy Survey. Gracias a las observaciones realizadas con el GTC y otros telescopios, Smith y sus colaboradores pudieron reconstruir la evolución del brillo de DES14X3taz casi desde el momento de su detección. Asimismo, han determinado con gran precisión su brillo absoluto y la distancia a la que se encuentra, unos 6.400 millones de años luz (4).

Tras comparar sus observaciones con distintos modelos físicos, los astrónomos concluyen en su artículo que la explicación más plausible es que el mecanismo que causa esta supernova sea el nacimiento de un “magnetar”, una estrella de neutrones que gira rápidamente sobre sí misma. En los datos recogidos se puede observar que el pico inicial en la gráfica de luminosidad viene seguido de un enfriamiento rápido del objeto, tras lo que sucede un nuevo calentamiento más brusco. Esto es consistente con la emisión de una gran burbuja de material expulsada al espacio que se enfría rápidamente a medida que su radio crece.  “Lo que pensamos que sucede es que una estrella enormemente masiva, de unas 200 veces la masa del Sol, se colapsa para formar un magnetar. En el proceso, se produce una primera explosión que expulsa al espacio una cantidad de materia equivalente a la masa de nuestro Sol, y eso es lo que origina el primer pico en la gráfica. El segundo pico sucede cuando la estrella se colapsa para formar el magnetar, que es un objeto muy denso y que gira rápidamente sobre sí mismo y que calienta el material expulsado en la primera explosión. Este calentamiento es el que genera el segundo pico en la luminosidad”, detalla Smith.

Investigaciones como esta permiten conocer mejor los fenómenos físicos que originan las supernovas superluminosas, cuya mejor comprensión podría permitir, tal y como se ha sugerido en otros trabajos recientes, su “estandarización” o uso como referencia para medir distancias en el universo. Su gran brillo podría convertirlas en una herramienta muy útil para realizar estas medidas a mayores distancias y con más precisión de lo que es posible hoy en día. Sin embargo, para llegar a este punto es necesario comprender mucho mejor su origen y naturaleza.

Otro misterio referente a este nuevo tipo de supernova es que, hasta ahora, todos los casos se han detectado en galaxias pequeñas y con muy baja metalicidad, o escaso contenido en elementos metálicos, sin que se haya podido dar una explicación a este hecho. “Es parte del misterio de estos objetos”, bromea Smith, quien afirma que entre sus prioridades futuras se halla seguir detectando supernovas superluminosas y observarlas desde el momento de su nacimiento y en tiempo real con un gran telescopio como el GTC.

Notas:

(1) El límite de Chandrasekhar es la masa máxima que puede alcanzar una enana blanca y no colapsarse debido a su propia gravedad. El valor de este límite es de 1,4 veces la masa del Sol.

 (2) El Dark Energy Survey (Cartografía de la Energía Oscura) es una colaboración internacional en la que participan más de 400 científicos de 25 instituciones en 7 países: Estados Unidos, España, Reino Unido, Brasil, Alemania, Suiza y Australia.

(3) La energía oscura es una forma de energía que estaría presente en todo el espacio, produciendo una presión que tiende a acelerar la expansión del Universo, resultando en una fuerza gravitacional repulsiva.

(4) Aunque un año luz es una unidad de distancia, su definición hace referencia a la distancia que recorre la luz en un año. Por tanto, la luz tarda exactamente un año en recorrer una distancia de un año luz. En este caso, la luz emitida por la explosión de DES14X3taz ha tardado 6.400 millones de años en llegar a la Tierra. Se estima que la edad del universo es de casi catorce mil millones de años.

Artículo: “DES14X3taz: A type I superluminous supernova showins a luminous, rapidly cooling initial pre-peak bump” por M. Smith (University of Southampton), M. Sullivan (University of Southampton), C. B. D'Andrea (University of Southampton, Southampton), F. J. Castander (Institut de Ci`encies de l’Espai, IEEC-CSIC), R. Casas (Institut de Ci`encies de l’Espai, IEEC-CSIC), S. Prajs (University of Southampton)  y otros.

Contacto:

Mathew Smith: School of Physics and Astronomy, University of Southampton, Southampton, UK. mat.smith@soton.ac.uk

El Telescopio William Herschel de La Palma mide el jet de un agujero negro

Investigadores del IAC participan en un trabajo publicado hoy en Nature Astronomy, en el que han medido el retraso producido entre los rayos X y la luz visible de un jet expulsado por un agujero negro. Las observaciones, realizadas desde el Observatorio del Roque de los Muchachos y con un satélite de la NASA, ayudan a esclarecer la naturaleza de su formación

Se supone que nada puede escapar de un agujero negro y, sin embargo, mientras crecen al “absorber” material de una estrella cercana, salen expulsados de sus proximidades jets o chorros de energía súper energéticos. Sigue siendo un misterio cómo se forman estos chorros, pero se sabe que son una sopa caliente de plasma que alcanza velocidades relativistas, es decir, próximas a la de la luz. Durante ese proceso, el plasma se va calentando y comienza a brillar, dando lugar a dos columnas luminosas a lo largo del eje de rotación del agujero negro y cuya formación ha sido objeto de un largo debate entre la comunidad científica.

En un trabajo publicado hoy en Nature Astronomy, y que cuenta con participación del IAC, se dan a conocer nuevas pistas de esta incógnita al observar uno de los agujeros negros más famosos de la Vía Láctea –V404 Cygni- mientras sufría uno de esas fases brillantes de crecimiento en junio de 2015. Para ello utilizaron dos instrumentos: ULTRACAM, una cámara de alta velocidad instalada en el Telescopio William Herschel (WHT), del Grupo de Telescopios ING, ubicado en el Observatorio del Roque de los Muchachos (Garafía, La Palma); y NuSTAR, un telescopio espacial de la NASA orbitando la Tierra. Combinando ambas observaciones hallaron un retraso de 100 milisegundos (0,1 segundos) entre los rayos X y los destellos de luz visible.

V404 Cygni es un agujero negro que pesa aproximadamente nueves veces el Sol, orbitado por una estrella compañera que le suministra material para alimentarse. Durante la acreción –la “absorción” de material de la estrella- el gas que cae hacia el interior del agujero negro en forma de espiral emite rayos X, detectados por NuSTAR, y los flashes ópticos emergen del plasma que fluye en los jets.

“El retardo entre ambos tipos de luz nos informa del tamaño del jet interior donde el plasma se acelera”, explica Poshak Gandhi, primer autor del estudio e investigador de la Universidad de Southampton (Reino Unido). “La naturaleza de los destellos ópticos se ha cuestionado durante mucho tiempo, pero V404 Cygni ha mostrado la presencia de destellos retrasados mientras los jets se hacían más energéticos. Esto significa que se originan en esos jets”.

Conociendo el desfase temporal entre los rayos X y la luz visible, pudieron calcular la distancia máxima que el plasma puede haber recorrido, equivalente a unos 30.000 km. Esta longitud representa la zona de aceleración interna del jet. Más allá de esa región, los chorros son muy brillantes, debido posiblemente a la colisión interna de regiones del plasma que se mueven a gran velocidad.

"Analizar estas zonas interiores en los jets es emocionante porque nos permite restringir las teorías sobre la aceleración extrema de partículas en la naturaleza", apunta Gandhi. "Para explicar la emisión de chorros  de plasma, se han propuesto los fuertes campos magnéticos, pero aún quedan muchas incertidumbres al unir la teoría con las observaciones, que ayudarán sin duda en este sentido". Los resultados de este descubrimiento son, además, doblemente interesantes ya que se espera que los agujeros negros supermasivos se comporten de forma similar a V404 Cygni.

Phil Charles, profesor emérito de la Universidad de Southampton y Oxford, explica que “la existencia de agujeros negros en nuestra galaxia se confirmó hace 25 años cuando se midió un objeto compacto cuya masa, seis veces la del Sol, descartaba la posibilidad de que fuera un estrella de neutrones. Era V404 Cygni y con él comenzó el campo de los agujeros negros estelares”. Como en esta ocasión, la mayoría de las observaciones terrestres se hicieron con el WHT. En ese hallazgo y el actual también participa otro de los descubridores del primer agujero negro de la Vía Láctea, el investigador del IAC Jorge Casares, quien se ha dedicado a la búsqueda de estos objetos con el WHT y otros telescopios ópticos durante estos años. “Que ahora podamos aunar la física de los jets de agujeros negros estelares y supermasivos es muy satisfactorio”, subraya este científico.

Para hacer las medidas se han necesitado varios telescopios que trabajan conjuntamente en todo el espectro electromagnético. “Es una tarea difícil de realizar con telescopios desde la Tierra. Solo hay un puñado de observaciones como estas que puedan estudiar el comportamiento de agujeros negros en alta resolución temporal  a lo largo de todo el espectro. Este es el comienzo de otros estudios que seguro se harán en el futuro”, concluye Jorge Casares.

Los Observatorios del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) forman parte de la red de Infraestructuras Científicas y Técnicas Singulares (ICTS) de España.

Artículo: “An elevation of 0.1 light seconds for the optical jet base in an accreting Galactic black hole system”, por P. Gandhi et al. Nature Astronomy, DOI: 10.1038/s41550-017-0273-3 [ Astro-ph | Nature Astronomy ]

Animación del jet observado en V404 Cygni.

Insólita desaceleración en la rotación de un cometa

.El cometa 41P avanza bajo la galaxia NGC 3198. El resplandor verde proviene de la lua emitida por las moléculas de carbono diatómico - Chis Schur

La sonda espacial Swift de la NASA, en funcionamiento desde hace 13 años, ha capturado un cambio sin precedentes en la rotación de un cometa. Las imágenes, tomadas en mayo de 2017, revelan que el cometa 41P / Tuttle-Giacobini-Kresákgiraba tres veces más lento de lo que lo hacía en marzo, cuando fue observado por otro telescopio en el Observatorio Lowell en Arizona (EE.UU.). Se trata de una desaceleración realmente abrupta que jamás había sido vista en un cuerpo de este tipo, según han explicado los investigadores en el último número de la revista «Nature».

«El récord anterior en la rotación de un cometa era de 103P / Hartley 2, el cual disminuyó su rotación de 17 a 19 horas durante 90 días», explica Dennis Bodewits, investigador asociado de la Universidad de Maryland (UMD) en College Park, quien presentó los hallazgos en la reunión de la American Astronomical Society (AAS) en Washington. «Por el contrario, 41P la redujo más de 10 veces en tan solo 60 días, por lo que tanto el alcance como la velocidad de este cambio es algo que nunca antes habíamos visto», subraya. Pasó de unas 20 a 60 horas.

41P orbita el Sol cada 5,4 años, viajando tan lejos como el planeta Júpiter, cuya influencia gravitatoria lo ha capturado en su camino actual. Tiene menos de 1,4 kilómetros de diámetro, por lo que se encuentra entre los más pequeños de la familia de cometas cuyas órbitas están controladas por el enorme planeta. Precisamente, su pequeño tamaño es lo que puede ayudar a explicar cómo sufrió un cambio tan drástico.

Cuando un cometa se acerca al Sol, el aumento del calentamiento hace que el hielo de su superficie cambie directamente a un gas, produciendo chorros que lanzan partículas de polvo y granos helados al espacio. Este material forma una atmósfera extendida, llamada coma. El agua en la coma se descompone rápidamente en átomos de hidrógeno y moléculas de hidroxilo cuando se expone a la luz solar ultravioleta, una luz que el Swift es capaz de detectar.

Muy activo

Las observaciones terrestres establecieron el período de rotación inicial del cometa en aproximadamente 20 horas a principios de marzo de 2017 y observaron su desaceleración más tarde el mismo mes. El cometa pasó a 21,2 millones de km de la Tierra el 1 de abril, y ocho días después hizo su aproximación más cercana al Sol. Swift fotografió el cometa del 7 al 9 de mayo, revelando variaciones en su luz relacionadas con material recientemente expulsado al coma. Estos cambios lentos indicaron que el período de rotación de 41P se había más que duplicado, a entre 46 y 60 horas.

Las estimaciones de la producción de agua de 41P, junto con el pequeño tamaño del cuerpo, sugieren que más de la mitad de su superficie contiene chorros activados por la luz solar. Esa es una fracción en activo mucho mayor que en la mayoría de los cometas, que normalmente soportan chorros solo en el 3% de sus superficies.

«Sospechamos que los chorros de las áreas activas están orientados de manera favorable para producir los momentos de torsión que ralentizaron el giro de 41P», dice Tony Farnham, científico principal de investigación de la UMD. «Si las torsiones siguieron actuando después de las observaciones de mayo, el período de rotación de 41P podría haberse reducido a 100 horas o más en este momento».

Eris, 'décimo' planeta del Sistema Solar, cumple 13 años

el 5 de enero se cumplen trece años de la confirmación en 2005 del descubrimiento de Eris, observado dos años antes por primera vez, y que se presentó como posible décimo planeta del Sistema Solar.

En principio, Eris parecía ser más grande que Plutón, un descubrimiento que generó un debate en la comunidad científica y que finalmente condujo a la decisión de la Unión Astronómica Internacional en 2006 de aclarar la definición de planeta.

Observaciones recientes indican que Eris en realidad puede ser un poco más pequeño que Plutón. Plutón, Eris y otros objetos similares se clasifican ahora como planetas enanos. También se les llama plutoides en reconocimiento del lugar especial de Plutón en nuestra historia.

Eris fue visto por primera vez en 2003 durante un estudio del Observatorio Palomar sobre el sistema solar exterior. Sus descubridores fueron Mike Brown, profesor de astronomía planetaria en el Instituto de Tecnología de California; Chad Trujillo del Observatorio Gemini; y David Rabinowitz de la Universidad de Yale.

El helado planeta enano Eris tarda 557 años terrestres en completar una sola órbita alrededor de nuestro sol. El plano de la órbita de Eris está bien fuera del plano de los planetas del sistema solar y se extiende mucho más allá del Cinturón de Kuiper, una zona de restos helados más allá de la órbita de Neptuno.

Este planeta enano está a menudo tan lejos del Sol que su atmósfera se derrumba y se congela en la superficie a modo de esmalte helado. Este revestimiento brilla intensamente y refleja tanta luz del sol como la nieve recién caída. Los científicos creen que las temperaturas superficiales varían entre -217 a -243 grados Celsius. La delgada atmósfera se derretirá en unos cientos de años a medida que Eris se acerque al Sol, dejando al descubierto una superficie rocosa, que los científicos creen que es similar a Plutón.

Como Eris es demasiado pequeño para poder ser visto con claridad, los científicos utilizaron su diminuta luna Dysnomia para medirlo. Dysnomia tiene una órbita casi circular que dura unos 16 días. Todos los asteroides en el cinturón de asteroides cabrían fácilmente en el interior Eris. Sin embargo, Eris, como Plutón, es todavía más pequeño que la Luna de la Tierra.

Originalmente designado 2003 UB313 (y apodado como la guerrera de televisión Xena por su equipo de descubrimiento), Eris es el nombre de la antigua diosa griega de la discordia y la contienda. El nombre se explica ya que Eris se mantiene en el centro de un debate científico acerca de la definición de un planeta.

las glaciaciones durante la historia de la tierra

La Tierra ha sufrido períodos largos e intensos de glaciación durante su historia, entre estos períodos, dos de ellos son particularmente importantes en la evolución de la vida en la tierra. 
En todos los continentes, nuestro planeta conserva las huellas de su pasado glaciar donde el hielo parece que a cubierto en determinados momentos, casi todo el planeta. 
La primera glaciación no es significativa ya que no habia vida pluricelular en la tierra hace unos 2.050 millones de años su duracion unos 100 millones de años. 
El segunda glaciación significativa grande en la evolución de la vida
 se encuentra entre 850 millones de años a 630 millones de años. durante 220 Millones de años la, tierra estuvo totalmente cubierta de hielo (lo que se conoce como tierra bola de nieve) y la temperatura promedio fue de -50° C en la superficie. Los océanos se congelaron hasta los 1 000 metros de profundidad.
la ruptura del supercontinente RODINIA, es posible que sea la causa del final de estra gran glaciacion al permitir un aumento de la actividad volcanica que creo un efecto invernadero que descongelo la tierra estos 2 episodios han permitido a la vida a dar grandes saltos hacia adelante en la evolución que algún día daria lugar a organismos que conocemos hoy 
gif :©REGO 2016

¿Está oculto el Xenón de la Tierra en el Núcleo

A las temperaturas y presiones extremas dentro del núcleo de la Tierra, el gas noble xenón puede reaccionar con metales como el hierro y el níquel.

Crédito: Adam Connell / TID

El xenón de la Tierra falta. Pero un nuevo experimento sugiere que podría haber estado bajo nuestros pies todo el tiempo.

La atmósfera de la Tierra contiene menos xenón de lo que debería, al menos en base a los estudios de algunas de las rocas espaciales más antiguas del sistema solar. Las condritas carbonosas contienen los materiales más primitivos conocidos en este sistema planetario. Están hechos de las mismas cosas que eventualmente se coagularon para formar el planeta Tierra. Ahí es donde entra el misterio: las condritas carbonáceas contienen mucho más xenón que la Tierra y su atmósfera.

Xenon es un gas noble. Y los gases nobles no reaccionan muy bien con otros elementos, por lo que el xenón perdido en la Tierra no debería haberse consumido en reacciones químicas a lo largo de los siglos, dijo en un comunicado el físico del Laboratorio Nacional Lawrence Livermore (LLNL) Elissaios Stavrou .

El caso del xenón perdido

Tratando de descubrir a dónde fue, Stavrou y sus colegas probaron la hipótesis de que el gas perdido podría acampar en el núcleo de la Tierra. [ 6 Visiones del Núcleo de la Tierra ]

"Cuando el xenón es aplastado por presiones extremas, sus propiedades químicas se alteran, lo que le permite formar compuestos con otros elementos", dijo el investigador del estudio Sergey Lobanov, de la Universidad Stony Brook, en un comunicado. De esa manera, podría permanecer oculto en estos otros compuestos.

Pero, ¿podría el xenón reaccionar con los metales en el núcleo de la Tierra, incluso bajo presión? Lobanov, Stavrou y su equipo intentaron que el gas noble reaccionara con níquel y hierro, dos metales que constituyen la mayor parte del núcleo, a presiones 2 millones de veces superiores a las de la superficie de la Tierra y a temperaturas superiores a 2.000 kelvins (3.140 grados Fahrenheit o 1.727 grados Celsius). Usaron difracción de rayos X y espectroscopía Raman, dos técnicas que usan rayos X y luz láser para determinar la composición química de un compuesto, para determinar si el gas y los metales nobles estaban reaccionando. Ellos eran.

"A pesar de nuestras intenciones, Elis [Stavrou] y yo nos quedamos impresionados cuando, en la línea de rayos X, una señal clara de una reacción entre el hierro y el níquel con xenón fue señalada por el patrón de difracción", coautor del estudio Joe Zaug , un químico físico en LLNL, dijo en un comunicado .

Reacciones extremas

El estudio es la primera demostración de un gas noble que reacciona con un metal, dijo Stavrou. Bajo una presión y calor extremos, el equipo descubrió que el hierro y el níquel se vuelven muy electronegativos, lo que significa que tienen una gran afinidad por arrebatar cualquier electrón que se pierda en su órbita. Su electronegatividad era tan fuerte que incluso atrapó electrones de un gas tan estable como el xenón. [ Los 8 misterios más grandes de la Tierra ]

A pesar de lo intrigante que fue descubrir nuevos extremos de reacciones químicas , los investigadores no pueden estar completamente seguros de haber resuelto el misterio del xenón. El núcleo de la Tierra no sufrió presiones tan altas cuando el planeta se formó por primera vez a partir de material espacial disperso, dijo en un comunicado el coautor del estudio, Alexander Goncharov, de la Carnegie Institution for Science en Washington, DC.

Sin embargo, es posible que el xenón perdido quede atrapado en el núcleo y luego reaccione a medida que aumentan las presiones.  

"Hay muchos más sistemas y paradojas por resolver", dijo Stavrou. "Esperamos con ansias escribir nuevos capítulos sobre fenómenos fisicoquímicos extremos".

Nota del editor: este artículo fue actualizado para corregir la afiliación de Alexander Goncharov.

Artículo original sobre Live Science .

tiene la sopa de titan la receta de la vida?

Esta imagen muestra a Titán en longitudes de onda ultravioleta e infrarroja. Los colores rojo y verde indican dónde el metano atmosférico está absorbiendo la luz, mientras que el color azul muestra la neblina atmosférica superior.CRÉDITO DE LA IMAGEN: NASA / JPL / SPACE SCIENCE INSTITUTE.

Investigadores de la NASA han confirmado la existencia en la atmósfera de Titán de cianuro de vinilo, que es un compuesto orgánico que podría proporcionar a las membranas celulares la vida microbiana para formar en los vastos océanos de metano de Titán. Si es cierto, podría demostrarnos que la vida puede florecer sin el omnipresente H_O.Las membranas celulares a base de tierra están hechas de fosfolípidos: cadenas moleculares con cabezas de fósforo y oxígeno y colas de cadenas de carbono que se unen entre sí para formar una membrana flexible en el agua. La vida basada en metano, si existiera, necesitaría una alternativa a la existencia de la Tierra basada en fosfolípidos y abriría un rango mucho más amplio de planetas y lunas a la posibilidad de vida extraterrestre. una posible alternativa es el cianuro de vinilo.

La nave espacial Cassini primero dedujo la presencia de cianuro de vinilo en la luna de Saturno mediante el uso de su espectrómetro de masas, pero necesitó la mirada altamente sensible de Atacama Large Millimeter / submillimeter Array ( ALMA ), en el desierto de Chile, para confirmar el vinilo. el cianuro es, de hecho, allí.

Maureen Palmer, investigadora del Goddard Space Flight Center de la NASA en Greenbelt, Maryland, y autora principal de un artículo que describe la investigación en Science Advances , recopiló datos de archivo de ALMA y vio cianuro de vinilo en la atmósfera de Titán, a altitudes superiores a 200 kilómetros, con sus concentraciones más altas en áreas sobre el polo sur de Titán.

En las bajas temperaturas en Titán, que alcanzan los -179 grados Celsius (-290 grados Fahrenheit), las moléculas orgánicas en la atmósfera forman gotas que llueven para llenar los lagos de metano en un ciclo climático similar al ciclo del agua de la Tierra. Allí, podrían crear formas de vida simples y microscópicas. El grupo de Palmer realizó estudios de modelado que demostraron que hay suficiente cianuro de vinilo en Ligeia Mare, el lago del norte de Titán, para formar unos 10 millones de células por centímetro cúbico, aproximadamente 10 veces más que las bacterias en los océanos costeros de la Tierra.

Todavía no se ha demostrado que el cianuro de vinilo produzca vida, pero un estudio anterior realizado por investigadores de la Universidad de Cornell que también se publicó en Science Advances lo convirtió en una perspectiva intrigante. Los investigadores de Cornell, dirigidos por la profesora de Ingeniería Química y Biológica Paulette Clancy, se propusieron descubrir si las moléculas que existen en Titán podrían formar membranas celulares llamadas azotosomas, que es el nombre dado a las membranas celulares que podrían formarse en las condiciones de metano líquido de Titán.

El fósforo y el oxígeno, que se encuentran en las membranas de las células de la Tierra, no existen en los fríos océanos de metano de Titán, por lo que cualquier membrana similar a una célula tendría que estar basada en nitrógeno, hidrógeno y carbono, todos abundantes en Titán. Los estudios de modelado molecular de una variedad de moléculas que contienen estos elementos mostraron que el cianuro de vinilo era la molécula con mayor probabilidad de formar una membrana estable y flexible que actúa como membranas basadas en la Tierra bajo las condiciones de Titán.

Aún así, la vida basada en cianuro de vinilo, como cualquier otra, enfrentaría circunstancias desafiantes en Titán. Sin embargo, Palmer dice que "si las membranas se pueden hacer en un laboratorio con una simulación de las condiciones oceánicas de Titán, nos haría más optimistas sobre que realmente se están formando en Titán".

Ella señala además que debido a su extensa química atmosférica y sus cuerpos de líquido de superficie, Titán es "un laboratorio químico interesante para estudiar los límites de la posible bioquímica para crear vida".

Clancy dice que los hallazgos del laboratorio de Palmer fueron "una validación emocionante de nuestra predicción, ya que también encontraron que la concentración de cianuro de vinilo es lo suficientemente considerable como para hacer que el autoensamblaje en vesículas de tipo azotosoma sea un proceso viable".

Ella agrega: "También muestra el poder de la simulación molecular para hacer brillar una linterna sobre los candidatos más prometedores para la vida prebiótica en condiciones que son difíciles de emular en el laboratorio".

La investigación de Palmer fue apoyada por el Instituto de Astrobiología de la NASA a través de fondos otorgados al Centro Goddard para Astrobiología y por la National Science Foundation. La investigación de Cornell fue financiada por una subvención de la Fundación Templeton para estudiar la vida no basada en el agua.