November 24th, 2008

Dentro del ciclo de maratones científicos, el Museo Nacional de Ciencia y Tecnología organiza uno dedicado a la Tierra y las Ciencias del Espacio. La cita tiene lugar el 27 de noviembre a las 16:00 h en la sede en Madrid del Museo, en el Paseo de las Delicias, 61.

Tríptico del Museo sobre el maratón .

Teléfono de información: 91 530 31 21

Estas serán las conferencias que se impartirán este próximo jueves.

La evolución del universo: desde el Big Bang a la formación de planetas y de la vida

D. Juan Pérez Mercader. Centro de Astrobiología.
CSIC – INTA

Se expondrán temas relativos a la estructura y propiedades físicas, así como sobre el origen y la evolución temprana de la vida. Se analizará el origen de los sistemas planetarios, incluyendo la formación de planetas, satélites y sus  atmósferas. También se hablará sobre las condiciones que han de cumplirse para que un cuerpo planetario sea habitable.

La formación de estrellas

D. David Barrado y Navascués. Laboratorio de Astrofísica Estelar y Exoplanetas.

Los escenarios propuestos para el nacimiento de estrellas incluyen el colapso y fragmentación de una nube formada por polvo y por gases. La Vía Láctea contiene inmensas nubes de estructuras muy complejas que normalmente se encuentran en equilibrio, pero alguna influencia externa puede alterarlo y provocar que las fuerzas gravitatorias venzan a la presión. Es el inicio de una nueva generación de estrellas.

La formación de moléculas en el espacio

D. José Cernicharo. Laboratorio de Astrofísica Molecular

La química del medio interestelar es muy diferente de la química en la Tierra. Es llamativa la presencia de un gran número de moléculas prebióticas, las más abundantes juegan un papel fundamental en la formación de nuevas estrellas.
Los científicos estudian cómo se puede pasar de moléculas simples de 2 y 3 átomos a otras con más de 200.

Formación de sistemas planetarios

D. Álvaro Giménez Cañete. Director del Centro de Astrobiología, CSIC-INTA

Los astrónomos trabajan en la elaboración de modelos que expliquen la existencia de nuestro Sistema Solar. Tras exponer los principios básicos e estos modelos se plantean las dificultades encontradas al tratar de explicar los sistemas planetarios descubiertos en los últimos años. El objetivo actual es saber si la formación de un
planeta gemelo al nuestro es posible.

Página de Maratones Científicos del Museo Nacional de Ciencia y Tecnología

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September 1st, 2008

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La estrella Épsilon (ε) Aurigae se encuentra próxima a entrar en el mínimo de brillo, algo que ocurre una vez cada 27 años. Es la estrella variable binaria eclipsante de periodo más largo conocido. La AAVSO ya está pidiendo observaciones de la estrella para obtener la mayor cantidad de datos posible, puesto que aún no se sabe con seguridad qué tipo de objeto produce el eclipse. Para colmo, algunos astrónomos esperan que en unas décadas la estrella sufra un cataclismo sin precedentes.

Fuente: AAVSOSky and Telescope.

Actualización (10 de abril de 2010)

Universidad de Míchigan, 9 de abril de 2010.- El Michigan Infra-Red Combiner (MIRC) creado por la propia Universidad de Míchigan, toma una secuencia de fotografías de este fenómeno. Este instrumento, mediante un proceso de interferometría, combina la luz de cuatro telescopios en la red CHARA de la Universidad Estatal de Georgia.

Más información, incluído un espectacular video: Futurity.org

 

La binaria eclipsante con el periodo más largo conocido es la estrella Épsilon (ε) Aurigae, cercana en el cielo a Capella. Esta estrella es ocultada cada 9.890 días (~27,12 años) por un gran objeto de naturaleza aún desconocida. El fenómeno se resiste a encontrar una explicación satisfactoria.

Curva de luz de Épsilon Aurigae
Curva de luz de Épsilon Aurigae durante el último eclipse observado.

Épsilon Aurigae es un extraño sistema y no se tiene aún claro qué eclipsa a qué. Fue Johan Fritsch el primero que notó la variabilidad de la estrella en mitad del eclipse de 1821. Argelander y Heis comenzaron las observaciones sistemáticas de la variable a mediados del XIX y Ludendorff publicó en 1904 un artículo al respecto de los primeros estudios, siendo el primero en sugerir que se podía tratar de una estrella de tipo Algol. El espestro de la estrella principal no desaparece nunca por completo y en mitad del eclipse siempre se produce un extraño aumento de brillo.

¿Certezas?

Sabemos que se trata de una variable eclipsante, similar a Algol (Perseo) porque las caidas de brillo se suceden en intervalos regulares en el tiempo. Además de esto:

  • También ha sido posible medir, mediante interferometría, el diámetro aparente de la estrella principal, siendo de unas 2,2 milésimas de segundo de arco. No podemos saber su diámetro real o absoluto, puesto que no hay mediciones fiables de su distancia a nosotros; a pesar de ello presumimos que es una gigante o supergigante.
  • Esta estrella principal es probablemente una supergigante F0I pulsante, que sufriría leves variaciones periódicas de brillo, de modo similar a como lo hacen las variables cefeidas.
  • El objeto secundario es un disco tenue y de opacidad variable que está inclinado con respecto a su órbita en torno a la estrella F.
  • En el centro del disco tiene que haber un objeto muy masivo, puesto que de otro modo ese disco no podría tener una forma tan plana. Se supone que hay un objeto caliente, probablemente un sistema binario muy cercano (con una estrella de tipo B) más que un agujero negro (no se han detectado emisiones de altas energías).
  • El extraño aumeno de brillo que se produce en mitad de los eclipses podría deberse a que la parte central del disco de gas y polvo tendría un hueco, por el que se escaparía un poco de luz de la estrella principal. Ese hueco se porduciría por la presencia en el centro del disco de la supuesta binaria.
  • La masa combinada del disco y el objeto central casi equivale a la de la masa de la estrella F (unas 15 masas solares).

Algunos especulan con que la estrella principal sea una F2, y que el objeto eclipsante sea, según una hipótesis anterior planteada por Struve, Kuiper y Strömgren, una inmensa estrella, tan grande que podría ser casi transparente y que la eclipsaría por completo, pero no pudiendo oscurecerla completamente al dispersarse su luz en la tenue atmósfera de ese supuesto astro eclipsante.

El próximo eclipse está previsto que ocurra entre agosto de 2009 y mayo de 2011, y astrónomos de todo el mundo ya se están preparando para cuando ocurra.

Los profesionales vuelven a recabar la ayuda de los aficionados

La Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO) ha lanzado un comunicado para animar a todos los aficionados a medir el brillo de esta estrella. La AAVSO fundada en 1911, lleva recopilando datos de todos los eclipses de esta variable desde 1928. Se espera la recepción masiva de observaciones desde 2009, gracias a que es una estrella que se puede observar a simple vista. La AAVSO añade: “¡Son posibles incluso observaciones a plena luz del día!” . Se recomienda empezar ya a tomar estimaciones de brillo para entrenarse, ya trabajemos visualmente o con CCD.

De hecho ha sido aprobada una propuesta dentro de los trabajos del Año Internacional de la Astronomía , que se celebra en 2009 en todo el mundo.

carta de la AAVSO de Épsilon Aurigae

 

 

¿Cataclismo?

Para añadir más emoción, la ligera pulsación que muestra la estrella se ha estado acelerando desde los 95 días hasta los 67 días en los últimos años. Además la estrella se está encogiendo un 0,5% por año y la duración del eclipse “máximo” de 1983 fue un 25% mayor que la del eclipse de 1956. El especialista en Épsilon Aurigae, Robert Stencel, sugiere que algún tipo de cataclismo se está aproximando, posiblemente en unas décadas dentro de este siglo.

Una gran noticia para toda una generación de astrónomos aficionados

La de Auriga es una constelación muy bien conocida por todos los astrónomos aficionados del hemisferio norte, siendo Épsilon Aurigae una estrella especialmente llamativa dentro del asterismo. Son ahora muchos los que llevan contemplando el cielo poco menos de 30 años y esta va a ser la primera vez que van a observar el mínimo de la binaria eclipsante de más largo periodo conocida.

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April 28th, 2008

Autor:

Vladimir Mikhaylovich Lipunov nació en 1952 en Amur (Rusia). Trabaja en la cátedra de Astrofísica y Astronomía Estelar de la Universidad Estatal de Moscú.

 

El mundo de las estrellas dobles

 

 

Ficha:

Editorial URSS. Primera publicación en 1986. Traducción y primera publicación en castellano: 2003.

Divulgativo aunque no por ello superficial. Los sistemas de estrellas dobles hacen la evolución estelar mucho más interesante, acelerando su estudio por parte de los astrofísicos. Desde las leyes de Kepler o la doble periódica Algol hasta las fuentes de rayos X (como Hercules X-1) y las estrellas Wof-Rayet, el autor pone constamemente nuestro cerebro a prueba, ayudándonos a entender cómo evolucionan las estrellas, y sobre todo a comprender cómo hemos llegado a obtener todos esos conocimientos. Para algunos contenidos puntuales debe tenerse en cuenta, sin embargo, la fecha de su publicación, lo que no le resta nada de su gran valor pedagógico.

Podemos ver sus contenidos en la página web que la editorial URSS ha creado para este libro: El Mundo de las Estrellas Dobles.

 

El mundo de las estrellas dobles, interior

 

 

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April 15th, 2008

Después de dedicar seis años a medir el brillo y los colores de 200 millones de objetos, los datos de SDSS (o Sloan, como también se le suele llamar) parecen apuntar a que el halo de nuestra galaxia, la Vía Láctea, consta de dos partes bien diferenciadas. Esta podría ser una prueba más de que las grandes galaxias (incluida la nuestra) se forman mediante la colisión de galaxias más pequeñas.

 

Fuentes: Sky & Telescope y SDSS.

El Sloan Digital Sky Survey (SDSS-I) (Reconocimiento Digital del Cielo de Sloan) recopila los datos de más de 200 millones de objetos abarcando casi la mitad del hemisferio norte, siendo la mayor recopilación de datos de objetos celestes del mundo,  acumulando 15 terabytes de información. El proyecto ha obtenido también los espectros a media resolución de más de 1.200.000 de objetos. Los trabajos finalizaron en julio de 2005, aunque los científicos prosiguen con su estudio del Cosmos con la continuación, el SDSS-II, que tiene previsto completarse en julio de 2008, e incorpora el proyecto SEGUE, Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration (Extensión de Sloan para la Exploración y Entendimiento de la Galaxia).

 

Telescopio de 98 pulgadas de Sloan
El telescopio de 98 pulgadas (2,5 metros) de Sloan, en Nuevo México, EE.UU. (Crédito: SDSS).

SEGUE (que como hemos dicho se engloba en SDSS-II) ha determinado hasta ahora la metalicidad de más de 200.000 estrellas del disco y del halo de la Vía Láctea. De este modo que el equipo de SDSS-II, compuesto de científicos japoneses, australianos, italianos y de los EEUU parece haber descubierto que en el halo de nuestra galaxia, la Vía Láctea, existen dos poblaciones estelares bien diferenciadas, tanto por su composición como por su dinámica.

Dentro del halo interior, que es de forma achatada y que alcanza hasta los 50.000 años luz del centro galáctico, las estrellas rotan en el mismo sentido que las estrellas del disco galáctico. Sin embargo, en el halo exterior, más esferoidal y que alcanza hasta los 65.000 años luz del centro galáctico, las estrellas tienden a moverse en la dirección contraria, pero al doble de velocidad que las estrellas del halo interior. La metalicidad de estas extrellas del halo exterior tienen, además, una metalicidad inferior a las estrellas del halo interior. La metalicidad de las estrellas se mide por la abundancia de los elementos más complejos que el hidrógeno (H) y el helio (He). Estos elementos más complejos se forman principalmente en las estrellas, por lo que la carencia de ellos se asocia con una mayor longevidad, ya que esas estrellas se habrían formado de un gas menos metálico, esto es, más parecido al que existía cuando se formó el universo después del Big Bang. En la gran explosión supuestamente, y según cada vez un mayor número de datos observacionales, se originó el Cosmos.

Debido a la existencia de estas dos poblaciones de estrellas tan diferentes en zonas distintas de halo de nuestra galaxia, los investigadores especulan con que la Vía Láctea, durante su proceso de formación, fue colisionando con sistemas estelares más pequeños, que habrían quedado absorbidos por ella, dispersándose las estrellas que los componían. Pero reconocen que la cadena de los acontecimientos es muy difícil siquiera de intuir.

La naturaleza dual del halo de la Vía Láctea se determinó basándose en las mediciones de 20.000 estrellas. SEGUE espera multiplicar por 10 el número de datos, con lo que se cree que llegarán a obtenerse muchas más sorpresas.

  • Los datos del SDSS se pueden consultar en castellano en este enlace: SkyServer.
  • Para aprender más sobre SEGUE (en inglés).

 

 

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January 12th, 2008

Los datos obtenidos por la misión de Astrometría de la Agencia Espacial Europea (ESA), que fueron cuestionados desde el principio, parecen haber sido ajustados por un astrónomo de la Universidad de Cambridge.

Fuente: Sky and Telescope, enero 2008 y otras.

La misión Hipparcos (1989-1993), de la ESA, dedicada a la astrometría, determinó, con una precisión sin precedentes, las distancias de 118000 estrellas. Estos datos fueron publicados en mayo de 1997, y ya desde el principio, muchos astrónomos y astrofísicos los cuestionaron. El problema más célebre pudo ser el de las Pléyades, un cúmulo de unas 3000 estrellas jóvenes, visible a simple vista y que añade una gran belleza a los cielos invernales del hemisferio norte de la Tierra.

El único método directo para determinar la distancia a las estrellas es la paralaje, que viene a ser la desviación en la posición aparente de los objetos por efecto de la diferente perspectiva desde dos lugares de observación diferentes. Este método es lógicamente menos preciso cuanto mayor es la distancia al objeto observado (en este caso las estrellas). Así, por la paralaje que determinó la misión Hipparcos, se estableció la distancia a las Pléyades en 390 años luz.

A algunos astrofísicos que estudian la evolución estelar (la vida de las estrellas), estos datos no les resultaron convincentes, puesto que por las características físicas de las estrellas de las Pléyades, ellos habían calculado una distancia de entre 420 y 440 años luz. El grupo de los escépticos se fue haciendo mayor con el paso del tiempo, y en 2004 un equipo del JPL que estudió la estrella Atlas de las Pléyades, estableció la distancia al cúmulo en, al menos, 414 años luz. Más tarde un grupo que estudiaba tres estrellas enanas en el cúmulo, mediante en Telescopio Espacial Hubble, obtuvo una distancia de al menos 429 años luz.

Floor van Leuwen, astrónomo de la Universidad de Cambridge, en el Reino Unido, ha trabajado durante 10 años sobre los datos de Hipparcos empleando nuevos equipos informáticos de mayor potencia que los de entonces. Gracias a esta tecnología ha podido tener en cuenta las minúsculas desviaciones producidas por 80 pequeños micro-impactos que sufrió el satélite Hipparcos durante su período de recolección de datos, así como los cambios (a una escala de micras) que sufrieron los equipos ópticos cuando el satélite entraba en la sombra de la Tierra o volvía a exponerse al calor del Sol mientras daba vueltas en torno a nuestro planeta.

Basándose en estos nuevos cálculos, de altísima precisión, van Leuwen obtiene una distancia para las Pléyades de 399±6 años luz.

Otras distancias estelares

Los nuevos resultados de van Leuwen arrojan estos datos de distancias en años luz para las siguientes estrellas y cúmulos abiertos:

Estrellas Distancia original
(años luz)
Distancia revisada
(años luz)
Próxima Centauri 4.22±0.01 4.23±0.01
Altair 16.77±0.08 16.73±0.05
Vega 25.3±0.1 25.0±0.1
Arcturus 36.7±0.3 36.7±0.2
Aldebarán 65.1±1.3 66.7±1.1
Mizar A 78.2±1.2 85.8±4.0
Alcor 81.2±1.2 81.7±0.3
Achernar 144±4 140±3
Espica 262±19 250±14
Canopus 313±17 309±17
Albiero B 376±30 400±13
Albiero A 386±28 434±20
Polaris 431±29 433±6
Saiph 720±29 650±30
Deneb 3200 (?) 1400±200
Cúmulos
Hiades (centro) 152±1
Coma Berenices (Mel 111) 294±6 283±3
Pláyades (en Tauro) 386±12 399±6
IC 2605 (en Carina) 474±14 491±7
Pesebre (M44) 610±50 590±20

¿Qué ocurrirá después?

Van Lewen reta ahora a los otros investigadores a revisar sus propios datos mejorándo sus métodos de estudio. La próxima misión de la ESA destinada a estudiar la astrometría es Gaia. Su lanzamiento está previsto para 2012 y espera obtener la posición exacta de miles de millones de estrellas de hasta la débil magnitud 20, con una precisión de al menos 0.00002 segundos de arco. Será hacia 2020, una vez analizados los datos de Gaia, cuando podremos determinar la astrometría más precisa de la Historia. Hasta entonces, los datos de van Lewen (que también participa en Gaia) seguirán siendo, probablemente, los mejores.

Páginas recomendadas:

La visión Cósmica de la ESA (castellano)
Página de Hipparcos, de la ESA (en inglés)
Página de Gaia, de la ESA (en inglés)
Hipparcos detecta estrellas rebeldes (castellano)

(c) 2008 Jorge A. Vázquez

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January 12th, 2008

La Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO) ha publicado, en su circular de diciembre de 2007, los resultados de la campaña de observación de estrellas variables del período de 2006-2007.

El país que más aportaciones ha dado en el referido período ha sido Sudáfrica, con 393319 observaciones, seguido de los Estados Unidos con 368516, por Nueva Zelanda, con 327700 y Australia con 155196. España aportó la modesta cantidad de 11998, por detrás de países europeos como Francia, Polonia, Hungría.

El éxito observacional de Sudáfrica en esta campaña es debido, principalemente, a las observaciones de C. Middleton (MXT) con 172727 observaciones y a B. Monard (MLF), con 153919 observaciones. Este último pertenece, según consta en el boletín de la AAVSO, a la Sección de Variables de la Astronomical Society of Southern Africa. Según parece C. Middleton trabaja en solitario. A. Jones, de la sección de estrellas variables de la British Astronomical Asociation, es la persona que más observaciones ha aportado, con 150104 en total. Un sudafricano y un neozelandés superaron también las 50000 observaciones cada uno. El español que más observaciones aportó fue J. Osorio (OJR), del Grupo M1, con 1866 observaciones.

Redacción

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