astronomos

Kuchner y sus colegas usaron el interferómetro Keck en su modalidad “nulling”. El instrumento combina la luz de las estrellas usando dos telescopios de 10 emtros. En la forma nulling, el interferómetro suprime la enceguedora luz de una estrella para que los investigadores puedan estudiar el entorno. Esto ayuda a observar objetos muy difusos que estén cerca de fuentes brillantes y produce un poder de resolución 10 veces mayor que un telescopio Keck trabajando solo. Es un instrumento único en su tipo en operación.

Se estaban llevando a cabo pruebas el 12 de febrero de 2006 cuando una nova apareció en la constelación de Ofiuco. El sistema, conocido como RS Ophiuchi, consiste en una enana blanca y una gigante roja. La gigante está gradualmente arrojando sus masivas capas exteriores y la enana blanca está acumulando masa. Finalmente, la superficie de la enana blanca llegará a un temperatura crítica que encenderá una explosicón termonuclear que causará un enorme brillo en el sistema. Esto ya ocurrió y se ha observado en otros momentos:1898, 1933, 1958, 1967, y 1985.

A casi 4 días de la detección de la nova, el grupo observó la explosión con el Keck Nuller. El equipo preparó al instumento para bloquear la luz de la nova, permitiendo ver el más difuso material de los alrededores. Posteriormente se ajustó el equipo para observar la extremadamente brillante zona de la explosión.

El nuller no vio polvo en la zona brillante, presumiblemente porque la explosión vaporizó las partículas de polvo. Pero más lejos de la enana blanca, a distancias que comienzan alrededor de 20 veces la distancia Tierra-Sol, el nuller grabó la firma espectral del silicato. La onda de la explosión no había alcanzado aún esa zona, por lo que el polvo era anterior a la explosión.

“Los astrónomos han pensado previamente que las explosiones nova en realidad crean polvo”, dice Richard Barry, autor del paper de las observaciones que será publicado en Astrophysical Journal.

El equipo piensa que el polvo es creado cuando la enana blanca va quitando material de los vientos de gigante roja, arremolinando regiones de mayor densidad, como los brazos de las galaxias espirales. Dentro de esos brazos, los átomos alcanzan suficiente bajas temperaturas y altas densidades como para juntarse y formar partículas de polvo. La onda de la explosión ya destruyó ese patrón de remolino pero debería volver a formarse en los próximos años y futuras observaciones del Telescopio Espacial Spitzer podrá verlo.

La mayoría de los estudios del sistema recayeron en modelos espectroscópicos, pero esos modelos no han sido capaces de distinguir varios componentes con tanto detalla como el interferómetro.

El paper “Milliarcsecond N-Band Observations of the Nova RS Ophiuchi: First Science with the Keck Interferometer Nuller” será publicado en la edición del 1º de mayo en Astrophysical Journal

¿Los confites llenan completamente el contenedor?
La forma irregular de los confites resulta en que no estén fuertemente apretados; aproximadamente 80% del volumen de la botella está lleno.

El número de confites es el volumen ocupado del contenedor dividido por el volumen de un solo confite.

La fórmula sería:
número de confites= volumen ocupado / volumen de 1 confite

El volumen de un confite es aproximadamente el de un pequeño cilindro de 2 cm x 1,5 cm.
Para calcularlo, usamos la fórmula:
pi x r^2 x h
Esta fórmula sirve para calcular el volumen de un cilindro.
Tenemos una constante: pi (que sabemos que es 3,14159…), el radio al cuadrado y h que es la altura.
Nota:el símbolo ^ se usa para expresar potencia. Es decir que ^2 es al cuadrado, r^2 es el radio al cuadrado.

Nuestro confite, dijimos, tiene un diámetro de 1,5cm. El radio es la mitad del diámetro. La altura (h) dijimos que sería de 2cm.
Reemplazando, la fórmula sería:

pi x (1,5cm/2)^2 x 2cm =

=3,14 x 0,75^2 x 2

=3,14 x 0,5625 x 2

=3,53

El resultado se expresa en centímetros cúbicos.

Así que el volumen de un confite sería, en promedio, unos 3,5 cm3.

Volviendo a la ecuación para calcular el número de confites en el contenedor:

Número de confites=volumen ocupado del contenedor / volumen ocupado por 1 confite.

Si la botella o tarro es de un litro y dijimos que como no están todos muy muy apretados no ocupan todo el espacio, que quedan espacios vacíos, y dijimos que por eso, los confites ocupan, más o menos, 80% de la botella de un litro, entonces el volumen ocupado es:
el 80% de 1 litro. 1 litro son 1000 cm3.
Por lo tanto, el volumen ocupado es el 80% de 1000cm3, es decir, 800cm3.

El volumen del confite dijimos que es de 3.5 cm3, por lo que damos con el resultado:

Número de confites= 800 cm3(el volumen ocupado) / 3,5 cm3 (el volumen de un confite)=228,5 confites.

La idea la implementaron en la Reunión de la Sociedad Astronómica Americana celebrada en Austin, Texas, con una jarra de 1.5 galones llena con confites en la misma proporción que la distribución de masa del Universo, es decir, 96% oscura. Los más jóvenes debían participar con su respuesta sobre cómo calcular el número de confites en la jarra. El ganador se llevó la jarra con los confites (hmmm!) y un calendario de Chandra.

El estudio se llama MOJAVE -Monitoring Of Jets in Active galactic nuclei with VLBA Experiments, es decir, Monitoreo de Jets en núcleos galácticos activos con experimentos VLBA- y comenzó en 2002. Es el sucesor de un estudio previo que realizó imágenes de unos 200 jets entre 1994 y 2002 (VLBA 2 cm Survey).

Los jets son ocasionados por la energía gravitacional de agujeros negros que contienen cientos de millones de veces la masa del Sol.

Estas películas de lapsos de tiempo han revelado una variedad de interesantes comportamientos en los jets. Por ejemplo, la poderosa radio galaxia 3C279 realizó una brillante emisión que se movió a través de un sendero recto por 15 años, luego aumentó sorpresivamente su brillo, mostró un cambio en su campo magnético y cambió de dirección.

“Estas películas de lapsos de tiempo de complejos movimientos son datos del mundo real que permiten a los investigadores refinar sus simulaciones computacionales de los jets que los conduzca a un mucho mejor entendimiento de la física envuelta en estos impresionantes aceleradores de partículas cósmicas”, agrega Lister.

Los datos de MOJAVE serán valiosos para compararlos con la información de rayos gamma que será recolectada por el próximo satélite GLAST.

El descubrimiento se realizó como parte de un estudio de estrellas como el Sol con las cámaras de infrarojo cercano y la cámara NICMOS del Hubble y el Spitzer para estudiar la formación y evolución de sistemas planetarios.

Hines y sus colegas reportaron sus resultados en la Reunión de la Sociedad Astronómica Americana en Austin. Los resultados también aparecieron en la edición del 20 de diciembre de Astrophysical Journal Letters.

Usando el Telescopio Green Bank, un equipo liderado por Felix Lockman de NRAO realizó una detallada imagen de radio de la nube y midió su velocidad.

La nueva imagen muestra la apariencia de cometa que tiene la nube mientras se dirige a la gaseosa atmósfera de nuestra galaxia. Las mediciones revelan también que la nube está a 8.000 años luz de distancia y que se acerca a la Vía Láctea a 240 kilómetros por segundo. Cuándo impactará exactamente no está claro ya que los astrónomos no están seguros de cuánto se enlentecerá por el envoltorio de gas de nuestra galaxia.

Basado en su dirección de movimiento, la nube chocaría con una región cerca del brazo Perseus de la galaxia.

Los astrónomos piensan que los resultados del choque serán espectaculares. “Las ondas de choque dispararían la formación estelar en la región y unos pocos millones de años después comenzarían las supernovas”.

Peligro
El impacto de la nube de gas no genera ningún peligro a ningún habitante de los sistemas solares que pudiera haber en la región. A pesar de su gran masa, se extiende tanto que no tendrá ningún efecto directo en estrellas y planetas existentes. Pero las supernovas que se generarían millones de años después sí podrían ser peligrosas para las formas de vida que pudiera haber en los sistemas solares que estén desafortunadamente cerca, dice Lockman.

Una colisión similar, decenas de millones de años atrás, podría explicar una zona de estrellas y gas de unos 2000 años luz de lado que está lentamente expandiéndose en la vecindad del Sol. La zona incluye la mayoría de las brillantes estrellas en la constelación de Orión así como la región de formación estelar.

Aunque los movimientos de otras nubes de hidrógeno cerca de nuestra galaxia no han sido medidos, algunas probablemente también se dirigen hacia la Vía Láctea. Esas nubes probablemente caigan en forma regular hacia nuestra galaxia y la provean de nuevo material para la formación estelar.

El objeto es llamado Nube de Smith luego de que Gail Smith, ahora Gail Bieger, la descubriera hace 45 años cuando era estudiante de astronomía. Lockman recientemente contactó a Bieger para contarle estos resultados. “Ella estaba asombrada. Me dijo que le había alegrado el día”.

Las nuevas observaciones de la nube de Smith fueron reveladas en la Reunión de la Sociedad Astronómica Americana en Austin, Texas.

Inicialmente, los astrónomos creyeron que estos objetos estaban compuestos casi exclusivamente de neutrones, todos muy apretados como en un gigantesco núcleo atómico. Comenzaron las dudas cuando las observaciones empezaron a mostrar que ciertas estrellas parecían tener más masa de la esperada, hasta casi el doble de la del Sol, mientras otras parecían tener radios más pequeños, por lo que se postularon modelos exóticos que intentaran explicar estos hallazgos, que contenían partículas extrañas como piones o quarks.

Determinar la masa y el radio de una estrella de este tipo es un gran desafío porque son objetos pequeños que no pueden ser vistos en forma directa. Los astrónomos deben tomar la luz que proviene de ellos y usar modelos de computación para determinar tamaño y masa.

“Sabiendo la distancia a la estrella de neutrones precisamente es crucial en este trabajo”, dice Webb. Es por esto que los investigadores buscaron objetos en cúmulos esféricos alrededor de la Vía Láctea. Conocidos como cúmulos globulares, estos conocidos objetos tienen precisas distancias estimadas que pueden ser usadas para cualquier estrella encontrada en ellos. El equipo identificó una posible estrella de neutrones en tres diferentes cúmulos: Omega Centauri, M13 y NGC 2808.

Las estrellas de neutrones que se encontraron orbitan otras estrellas y emiten rayos-X. Los científicos compararon sus resultados con aquellos producidos por las nuevas teorías con modelos computacionales muy recientes.

El análisis muestra que los astrónomos han subestimado la masa y sobreestimado el radio de algunas estrellas de neutrones. Concluyeron que estos objetos pueden tener masas de hasta 2.4 masas solares y radios de por lo menos 8 km.

Además, encontraron que al margen de las suposiciones, los interiores de estas estrellas era lo que primeramente se supuso: neutrones. Encontraron sólo una solución exótica factible, un interior hecho de quarks. Estas partículas son los constituyentes de las demás y podrían ser capaces de apretarse más densamente.

Esta nueva imagen fue obtenida en septiembre 2007 por Travis Rector y Heidi Schweiker al combinar dos puntos de los 64 megapíxeles del NOAO Mosaic-1 imager montado en el telescopio Mayall.

Miremos al planeta a la distancia. Desde nuestro imaginario punto de vista en el espacio, miramos hacia abajo y vemos a la Tierra y el Sol. La Tierra se mueve, orbitando a la estrella. Pero ¿cómo medimos esa rotación? Para algo que se mueve, debe hacerlo en relación a algo más. Para eso podemos usar las estrellas. Marcamos la posición de los dos objetos usando las estrellas y esperamos. Un tiempo después, la Tierra se movió en un gran círculo y llegó a donde comenzó en referencia a esas estrellas. A eso se llama “año sidereo” (sidus significa estrella en latín). ¿Y cuánto tarda eso? Unos 31.558.149 segundos, o Pi por 10 millones (como a algunos les gusta decir ya que es fácil de recordar y bastante aproximado).
¿Y cuántos días son esos? Ah, ah. Allí hay una segunda complicación.

Un “día” es cuánto tarda la Tierra en rotar, así que volvemos al problema de la medición. Pero si usamos antes las estrellas, usémoslas aquí también! Nos paramos en la Tierra y definimos el día como el tiempo que tarda una estrella en estar sobre nuestras cabezas hasta dar toda la vuelta al mismo lugar: el día sidéreo. Eso tarda 23 horas, 56 minutos, 4 segundos=86.164 segundos. Pero…¿el día no tiene 24 horas?
Eso es porque las 24 horas del día están basadas en el movimiento del Sol en el cielo y no en las estrellas. Durante el curso de esas casi 24 horas, la Tierra orbitó al Sol además de rotar y se movió cerca de un grado. Si se mide el tiempo que tarda el Sol en moverse en el cielo - un día solar- eso tarda 24 horas o bien 86.400 segundos. Es mayor que el día sidéreo porque la Tierra se movió alrededor del Sol durante ese día y le toma algunos minutos extras más alcanzar al Sol en la misma posición del cielo.

Esos 3m 56s son la diferencia entre el día solar y el día sidéreo.

Tenemos pues un año de 31.558.149 segundos. Si lo dividimos por 86.164 que es lo que dura el día sidéreo tenemos un año de 366,256 días. Hmmmm..Pero ¿ no tiene 365 días el año? Es que son 366,256 días sidéreos. En días solares, se divide por 86.400 y se obtienen los 365,256 días. Uff! Ahora sí obtuvimos la cifra correcta!
¡Es que ambas son correctas! Sólo que depende en qué unidad se use. Es como decir que algo mide 1 pulgada y también 2,54 centímetros. Ambas son correctas.

Pero…
Sin embargo, esto no es todo. En principio, lo anterior se obtiene usando un día solar promedio. Es que el Sol no es una fuente puntual, es un disco, por lo que se debe medir un día solar usando el centro de la estrella, corregir por las diferencias del movimiento terrestre mientras orbita el Sol (porque no es un círculo, sino una elipse como supo distinguir el amigo Kepler), etc. Al final, el día solar es un promedio porque la verdadera medición cambia todos los…días!

Volvamos al año: ese año que medimos era el año sidéreo. Pero no es la única forma de medirlo.

La Tierra tiene un movimiento extra: además de orbitar al Sol y de rotar sobre su eje, tiene un movimiento de precesión. Significa que al rotar, se “bambolea” como un trompo al detenerse. La dirección de los puntos de eje del planeta, por tanto, cambian con el tiempo. Este movimiento dibuja un gran círculo que toma más de 20.000 años en completarse. Ahora, los puntos de eje del planeta están cerca de la estrella Polar, pero en algunos cientos de años esto cambiará.

Gracias a este movimiento de precesión tenemos estaciones. Al “bambolearse”, el año trópico (de estación a estación) es un poco más corto que el año sidéreo: 21 minutos aproximadamente. Si tenemos esto en cuenta, las estaciones comienzan 21 minutos antes cada año. Finalmente, tendremos invierno en enero y verano en julio!!

Muy bien. Nuestro año estándar (el año Gregoriano) es el año trópico de 365,24 días solares promedio, cada uno de los cuales dura 86.400 segundos.

Otras medidas son el Año Anomalístico: el intervalo de tiempo entre dos pasajes de la Tierra por su perihelio. Dado que el eje mayor de la órbita terrestres se desplaza lentamente en el plano de movimiento,debido a las perturbaciones que causan los grandes planetas el año anomalístico tiene una duración diferente al año sidéreo (en particular, resulta más largo).
El año galáctico:tiempo transcurrido en una órbita del Sol en torno al centro de la Vía Láctea (unos 220 millones de años)

Otras definiciones de año están basadas en la Luna, como el año de los eclipses o el período de los Saros.

Y por supuesto, el tiempo también se usa en otras unidades, como el Tiempo Civil, el Tiempo de Efemérides y el Tiempo Universal Coordinado.

Lo que me continúa resultado deslumbrante es tomar conciencia de este permanente viaje cósmico que realizamos año tras año, acercándonos y alejándonos del Sol, rotando y bamboleándonos por el espacio interestelar e intentando desentrañar los misterios del Universo.