Primer eclipse solar del año 2009 fue anular

El fenómeno comenzó a eso de las 4:56 UT (hora universal), en el sur de África, para luego ser visto en todo Madagascar, el sur Indio, Sri Lanka, Bangladesh, Birmania, Malasia, Indonesia, Filipinas, y toda Australia, entre otros países.

La 'banda' de superficie terrestre en que se pudo apreciar la anularidad del eclipse, estuvo en la mayoría del tiempo sobre el océano, solamente tocando tierra al final de proceso, en las islas de Sumatra y Borneo, todas pertenecientes a Indonesia.

El eclipse finalizó a las 11:00 UT, cuando la sombra de la Luna salió de la Tierra, cuando ya se encontraba cubriendo al sureste chino, el este de Australia y la isla de Nueva Guinea.

El próximo eclipse solar anular ha sido predicho por la NASA, para el 15 de Enero del 2010, el cual podrá ser apreciado por observadores de África y Asia.

Antes del eclipse mencionado anteriormente, el 22 de Julio del 2009 habrá otro eclipse solar, pero total. Este podrá ser visto desde Asia hasta la Isla de Hawaii.

Canibalismo estelar explicaría existencia de estrellas "rezagadas azules"

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Según las teorías relacionadas con la formación de cúmulos estelares globulares todas las estrellas presentes en estos colosales conjuntos deberían presentar la misma edad, porque todas debieron haber nacido al mismo tiempo. Pero se ha demostrado la existencia de estrellas masivas, con apariencias demasiado jóvenes como para que se hubieran formado junto con sus correspondientes agrupaciones estelares. Estas estrellas se llaman 'rezagadas azules', y tal como su nombre lo dice, son estrellas de color azul que aparentemente se han quedado 'atrasadas' en su desarrollo.

Esta anomalía se conocía desde hace ya 55 años y con el pasar de los años, dos ideas surgieron como las más probables: estas estrellas azules se formaban por la colisión de estrellas, o eran estrellas de sistemas binarios que 'renacían' al succionar material de sus contrapartes.

Para resolver este misterio, los científicos investigaron a varias rezagadas azules en 56 cúmulos globulares. Ellos encontraron que el número de estas extrañas estrellas no coincidía con el predicho por la tasa de colisiones esperada, por lo que se descartó la idea de que estas se originaban por el choque de dos o más estrellas.

Sin embargo, encontraron una conexión entre la masa total contenida en el núcleo del cúmulo estelar y el número de rezagadas azules observadas dentro de estos. Dado lo anterior, y que la masa de los núcleos de los cúmulos está relacionada con la cantidad de sistemas binarios existentes en estos, los científicos concluyeron que existía una relación entre el número de rezagadas azules y el de los sistemas binarios presentes.

Toda esta evidencia apunta a que las rezagadas azules literalmente se 'comen' lentamente a sus supuestas estrellas compañeras, para rejuvenecer y así aparentar menos edad cuando los astrónomos las observan. Lo anterior constituiría algún tipo de 'canibalismo estelar'. Mediante el proceso de extracción de material, la rezagada azul adquiriría combustible extra para seguir contrapesando a su gravedad propia, pareciendo efectivamente más joven de lo que era antes.

Los datos obtenidos para esta investigación fueron obtenidos con el célebre Telescopio Espacial Hubble.

Podrían haber resuelto el misterio de la formación de estrellas masivas

Hasta ahora la formación de estrellas con masas mayores a 20 masas solares había sido un completo misterio, debido a que bajo esas condiciones la teoría predice que durante el proceso las nubes de gas que alimentan a las estrellas masivas en formación, sale despedida por la colosal cantidad de radiación que se emite. Esta radiación se traduciría en una presión que excedería a la de la fuerza gravitacional, lo que finalmente provocaría que las estrellas en formación perdiesen su 'fuente de alimento'. Pero, la idea anterior se contradecía con la observación, debido a que sí se han observado estrellas con 20 masas solares, e incluso mayores. Por ejemplo, Eta Carina posee 150 masas solares.

Un estudio realizado por científicos del Lawrence Livermore National Laboratory (LLNL) y la University of California en Santa Cruz y en Berkeley, podría responder a este problema astrofísico. Utilizando una simulación hidrodinámica en tres dimensiones, inesperadamente los científicos encontraron que estas estrellas masivas tienden a formarse en sistemas binarios o múltiples. Adicionalmente encontraron que la presión de radiación no es una condición limitante para el crecimiento de las estrellas masivas.

Richard Klein, quién trabaja en el LLNL, indica que la poca o nula importancia que posee la radiación para limitar la masividad de las estrellas, radica en el hecho de que en la simulación, aparecieron inestabilidades gravitacionales que formaron 'canales' de gas dirigidos hacia la estrella, mientras que la radiación escapaba en 'burbujas' muy transparentes. Es decir, la radiación no actuaba como un frente esférico en expansión y que arrastrando a toda la nube, sino que esta logra escapar sin problemas por medio de burbujas, en medio del colosal flujo de gas en sentido contrario que alimenta a la estrella.

A parte de que la inestabilidad produzca aquellos 'canales', también genera que la nube rotante de gas en torno a la protoestrella masiva sea inestable, creándose en esta pequeños 'grumos' que finalmente terminan siendo estrellas. En particular, en la simulación de Klein y sus colegas, apareció una estrella masiva y una estrella secundaria que incluso adquirió un disco de gas propio, y una tercera componente que fue eyectada a una órbita bastante amplia, antes de sumergirse y fusionarse nuevamente con la estrella primaria.

Cuando los investigadores detuvieron la simulación, el sistema había evolucionado 57.000 años, y las dos estrellas habían alcanzado 41,5 y 29,2 masas solares.

Ahora falta comprobar la radiación insignificante para estrellas con masas mucho mayores a las alcanzadas por la simulación realizada por este equipo de científicos.

Venus podría haber tenido continentes y océanos

Si uno observase hoy en día a Venus, se vería un candente y seco infierno cuyos severos efectos son provocados por un efecto invernadero colosal. De acuerdo a una investigación encabezada por George Hashimoto (Okayama University, Japón) e informada por la prestigiosa revista Nature, este ambiente inhóspito podría haber sido radicalmente distinto en el pasado. Los resultados apuntan a que Venus podría haber tenido grandes océanos y también continentes, tal como la Tierra hoy en día.

La evidencia en la que se basa la investigación es un conjunto de datos tomados por la sonda Galileo, hace casi 2 décadas atrás. En ese tiempo, los científicos detectaron que las regiones venusianas con mayor altitud emitían menos radiación infrarroja que regiones más bajas. Una interpretación actual para esta diferencia, según los autores del descubrimiento, es que en las extensiones altas existan grandes cantidades de rocas 'félsicas', mayoritariamente correspondiendo a granito. Pero, para la formación de este tipo de rocas se requiere de agua, por lo que la interpretación lleva directamente a la existencia de grandes cantidades de agua en el pasado.

Según Hashimoto y sus colegas, la posible existencia pasada de grandes cantidades de agua y actualmente de granito, abren la posibilidad de que haya habido movimiento de placas tectónicas y formación de continentes en Venus. Para que esas condiciones iniciales hayan llevado al estado actual de Venus, este planeta debió haber tenido océanos con una temperatura entre 30ºC y 150ºC. Con esas temperaturas, las masas de agua líquida debieron haber durado sólo algunos cientos de millones de años, por el efecto invernadero, hasta llegar a nuestros días con una atmósfera compuesta por un 96% de dióxido de carbono y una infernal temperatura superficial de 460 ºC.

El estudio ya ha tenido algunas críticas, debido a que los datos de la sonda Galileo podrían ser interpretados de otra forma, debido a que no hay concenso con respecto a que si los datos infrarrojos realmente corresponden a los de la superficie venusiana, debido a la extrema densidad de su atmósfera.

Seguramente, se necesitarán de nuevas mediciones para confirmar lo propuesto por George Hashimoto y sus colaboradores. Existen posibilidades de que la sonda europea Venus Express - ya en Venus - pueda tomar datos que ayuden a despejar dudas. Adicionalmente, en el año 2010 Japón lanzará su sonda Venus Climate Orbiter, la cual también podría eventualmente ayudar también a confirmar o refutar lo indicado por los científicos en base a los datos de Galileo.

Cometa C/2007 N3 Lulin comienza su acercamiento

Las fotografías que permitirían el descubrimiento del cometa fueron tomadas por Lin Chi-sheng de la National Central University (Zhongli, Taiwán). Cuando Ye Quanzhi de la Universidad Sun Yat-sen (Guangzhou, China) observó las imágenes, descubrió que había un objeto astronómico no identificado en estas. Inicialmente fue clasificado como asteroide, pero con análisis más acabados, los científicos dedujeron que se trataba de un cometa. El objeto ha ido progresivamente ganando luminosidad durante los últimos meses del 2008.

Según predicciones recientes la cola del cometa se hará evidente a fines de Enero y a inicios de Febrero, mientras que su mayor acercamiento será el 24 de Febrero de 2009, cuando C/2007 N3 Lulin pase a 0,41 unidades astronómicas de la Tierra. El cometa debería alcanzar una magnitud de 4 o 5 a finales de Febrero, lo que permitiría verlo a simple vista. Junto con su mayor acercamiento a nuestro planeta, Lulin también alcanzará su luminosidad aparente máxima.

Cabe destacar que el cometa ya ha alcanzado un brillo suficiente como para que ya se pueda ver con telescopios. Esto sería posible durante algunas horas antes del amanecer, por ahora. El cometa debería hacerse visible (es decir, aparecer por el horizonte) cada vez más temprano, a medida que se vaya acercando a su máximo brillo.

Según datos orbitales disponibles en la interfaz web HORIZONS de la NASA, en Enero el cometa se localizará en la constelación de Libra. En Febrero, Lulin saldrá de la constelación de Libra, para pasar a la de Virgo y posteriormente a la de Leo. En Marzo, será visible en dirección a la constelación de Cáncer y luego en la de Géminis. De ahí en adelante, el cometa a medida que vaya abandonando el sistema solar se localizará en la constelación de Tauro.

C/2007 Lulin extrañamente posee una trayectoria que va en contra de la dirección de órbita de los planetas de nuestro sistema solar. Su 'órbita', posee una forma cercanamente parabólica. Esto significa que existen grandes probabilidades de que esta sea la primera vez que el congelado cuerpo pase cerca del Sol, y de que nunca más vuelva por nuestro sistema solar. Si retornase, sería en miles de años más.

Dado el contexto en que se realizó el descubrimiento del cometa, en China y Taiwán ha sido llamado el 'cometa de la cooperación'.

Científicos observan extraña estrella que se niega a morir

Este tipo de aumento temporal de brillo proviene de objetos extremadamente especiales, llamados 'Repetidores de rayos Gamma suaves' (SGRs por sus siglas en inglés). Los astrónomos creen que estos cuerpos deben poseer entre 10 y 30 kilómetros de diámetro y que contienen la sorprendente cantidad de 2 masas solares, lo que hace parecer que estos objetos son núcleos de estrellas colapsadas que son renuentes a morir. Lo anterior es debido a que lo que menos se esperaría del pesado corazón de una estrella colapsada es precisamente aumentos de brillo, como el detectado por XMM-Newton.


Los remanentes de las explosiones de estrellas relativamente grandes son colectivamente llamados estrellas de neutrones, y estos 'repetidores' son tipo especial de estas, los cuales poseen un campo magnético 1000 veces más fuerte que las normales. Dado lo anterior, los SGRs también son llamados 'magnetares'. Estos objetos son muy poco comunes: en nuestra galaxia se conocen solamente 4 magnetares, y en las galaxias satélites de nuestra Vía Láctea se sabe de la existencia de sólo 1.

Observaciones previas del objeto, llamado SGR 1627-41, fueron llevadas a cabo en 1998 cuando 'volvió a la vida' con un aumento de brillo temporal de 6 semanas, producido por llamaradas. Pero en esa vez los científicos no pudieron deducir datos vitales, como por ejemplo el periodo de rotación. Recientemente, el objeto revivió nuevamente, y pudieron esta vez tomar datos suficientes como para deducir su periodo rotacional, el cual resultó de 2,6 segundos. Esto supone una velocidad de rotación gigantesca. Según Sandro Mereghetti, del INAF/Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica, SGR 1627-41 ocupa el segundo lugar en velocidad rotacional, en la reducida lista de magnetares conocidos.

Los científicos teóricos están aún muy intrigados sobre cómo los magnetares pueden tener tales campos magnéticos. Una idea es que pudieron haber nacido con una gran rotación, con un periodo comprendido entre 2 y 3 milisegundos para luego desacelerar lentamente, pero las estrellas de neutrones nacen con periodos al menos 10 veces mayores.

La medición del periodo de rotación de SGR 1627-41 es importante para seguir investigando estos misteriosos y exóticos magnetares. Dado que son pocos los que existen, la toma de datos de estos es una verdadera mina de oro para los astrónomos.

En este momento SGR 1627-41 es indetectable, pero cuando volviese a la vida nuevamente - es decir, cuando si comenzara a emitir llamaradas de nuevo, volviéndose observable - Mereghetti y su equipo planean en medir nuevamente su tasa de rotación, y así alguna posible desaceleración en su ritmo rotacional.

Hubble encuentra estrellas "balísticas"

Analizando imágenes de estrellas presentes en regiones interestelares con gas denso, Raghvendra Sahai - de la NASA - y sus colegas han encontrado 14 estrellas extremadamente veloces, las cuales poseen envolturas de gas caliente, parecidas en algo a la forma de un cometa. Estas estructuras extrañas son provocadas por la gran velocidad que llevan estas estrellas descubiertas, que interactúan el gas denso del medio en que se mueven, calentándolo hasta la incandescencia. En el proceso de formación de estas estructuras, el viento estelar entra en contacto con el gas interestelar, provocando una gran onda de choque, que aumenta enormemente la temperatura del gas interestelar circundante.

Los científicos sólo han podido determinar la masa y las edades de estas estrellas extremas. Estas parecen tener algunos millones de años de antigüedad, lo cual significa que son bastante jóvenes. Pero no son muy masivas porque no poseen nubes de gas ionizado en torno a sí, estimándose su masa en no más de 8 masas solares.

Sahai, indica que al parecer han encontrado un nuevo tipo de estrella brillante y de alta velocidad. Agrega que el descubrimiento es una completa sorpresa, porque ellos no esperaban ver estrellas que tuvieran esas características.

Sorprendentemente, las ondas de choque de estas estrellas viajeras pueden alcanzar más de 170 diámetros del sistema solar (medidos hasta la órbita de Neptuno), y viajan a 180.000 km/h con respecto al gas interestelar en reposo. Por su enorme velocidad, estos objetos literalmente son estrellas 'balísticas'.

Se sospecha de que las estrellas observadas escaparon de cúmulos estelares masivos, habiendo dos posibilidades para estas brutales expulsiones: una vía es que una estrella de un sistema binario haya explotado como supernova y su contraparte haya sido afectada por el proceso, y la otra opción es que haya habido una colisión entre dos sistemas binarios, o entre uno de estos y una tercera estrella. En este caso, una de las estrellas pudo haber ganado energía suficiente como para escapar, y luego haya abandonado el cúmulo estelar.

Los científicos agregan que suponiendo que las estrellas observadas sean jóvenes, y que hayan estado viajando a la misma velocidad desde que fueron expulsadas, estas ya han viajado una grandiosa distancia de 160 años luz.

Sahai indica que hasta ahora los astrónomos no saben en dónde buscar este tipo de estrellas, por lo que son difíciles de encontrar.

El equipo de científicos planea buscar más estrellas viajeras y emplear los objetos ya encontrados para estudiar en detalle sus características para entender sus efectos en el ambiente gaseoso en el que se encuentran.

Los agujeros negros son los que forman galaxias

Estudios anteriores de galaxias del universo cercano y sus agujeros negros centrales, mostraban una intrigante relación entre las masas de sus agujeros y sus bulbos galácticos (que corresponden a las abultadas partes centrales de las galaxias). Esta relación se traducía en que la razón de ambas masas mencionadas anteriormente era aproximadamente la misma, en un amplio rango de tamaños y edades galácticas, indicando una dependencia mutua entre agujeros negros y las estructuras galácticas. Pero ¿quién manda a quién? ¿la masa del agujero negro a la del bulbo, o al revés?.

Según Chris Carilli, científico del National Radio Astronomy Observatory (NRAO), la evidencia observacional apunta a que en los primeros miles de millones de años de vida de nuestro universo, los agujeros negros fueron los que se formaron primero, para luego favorecer la conformación de galaxias en torno a ellos, lo que deja en manos de los agujeros negros tempranos la elección de las características de las galaxias que los rodearán.

Esta concluyente idea fue obtenida en base a observaciones del universo lejano. Al estudiar algunas galaxias en esta parte de nuestro universo, las razones de las masas de los agujeros negros centrales y sus correspondientes bulbos galácticos resultaron ser muy distintas entre sí (pero todas mayores que la razón constante de las galaxias cercanas), por lo que los científicos propusieron que las galaxias en ese tiempo eran demasiado jóvenes, y por aquello sus bulbos aún no habían alcanzado la masa apropiada, de acuerdo a los requerimientos sus agujeros negros centrales correspondientes. Entonces, eso explica porqué las galaxias lejanas no poseen esa razón de masas constante, y sin embargo para las cercanas sí es una característica invariante.

El próximo paso de Carilli y su equipo es explicar cómo los agujeros negros afectan los bulbos galácticos, y deducir así la razón de masas entre ambos componentes galácticos.

Cráteres polares de la Luna podrían contener agua congelada

Astrofísicos encabezados por Vincent Eke - de la Durham University - han indicado que si existe agua congelada en la Luna, los lugares en que más probablemente pueda ser encontrada son los cráteres de los polos del satélite, puesto que estos se encuentran permanentemente ocultos de la luz solar.

Este descubrimiento se basa en un nuevo análisis computacional de los datos enviados por la sonda Lunar Prospector, enviada a la Luna en 1998 por la NASA. De este nuevo estudio de los datos, Eke y sus colegas han encontrado que el hidrógeno lunar se encuentra concentrado en los cráteres polares, dónde las temperaturas son inferiores a -170 ºC. Por otra parte, el oxígeno es muy abundante en las rocas lunares, y es un elemento clave en la formación de agua.

Los científicos han mostrado que si el hidrógeno encontrado pertenece a partículas de agua, debería haber 10 gramos de hielo de agua por cada kilogramo de rocas lunares. El descubrimiento concuerda con el hecho de que el agua es una molécula estable por miles de millones de años, si no es sometida a radiación solar. Este es el punto de partida para Eke y sus colegas, para indicar que existen altas probabilidades de que las altas concentraciones de hidrógeno en los cráteres polares corresponda efectivamente al vital elemento.

Los resultados de esta investigación podrían ser inmediatamente aplicados a la exploración lunar: Richard Elphic, científico planetario de la NASA, ha indicado que la investigación podría reorientar parcialmente los objetivos de las misiones Lunar Crater Observation and Sensing Satellite (LCROSS) y Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO), ambas a lanzarse a la Luna dentro del corto plazo.

Si existiese efectivamente hielo en los cráteres polares, esto posibilitaría el suministro de agua para algún futuro establecimiento humano basado en la Luna.

Planetas gigantes gaseosos se forman extremadamente rápido

En observaciones anteriores realizadas con el telescopio espacial Spitzer, Ilaria Pascucci y sus colegas habían mostrado que los planetas gigantes gaseosos se forman rápidamente, dentro de los primeros 10 millones de años de vida de la estrella que hospeda el disco de material que está generando planetas. Ellos estudiaron cerca de 15 estrellas similares al Sol, con edades entre 3 y 30 millones de años.

Los investigadores buscaron regiones de gas caliente en las porciones internas de los discos de material, si es que existían, con el telescopio espacial y utilizaron el Arizona Radio Observatory's 10-meter Submillimeter Telescope para buscar gas frío. Con estos datos, Pascucci encontró que la mayoría de las estrellas estudiadas - incluyendo las que poseían sólo algunos millones de años de vida - tienen gas en sus vecindades, pero la masa total de estos gases era menor al 10% de una masa joviana (masa de Júpiter).

Lo anterior permitió deducir que obviamente no se podrían formar gigantes gaseosos a partir del material disponible, por lo que de haber posibilidades para la existencia de este tipo de planetas, estos ya se debieron haber formado con bastante anterioridad cuando el disco protoplanetario tenía más material disponible, lo que significó que los gigantes se forman extremadamente rápido.

En una nueva investigación encabezada por Thayne Currie, del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), astrónomos observaron a una estrella de 5 millones de años de edad presente en el cúmulo estelar NGC 2362, confirmando lo investigado previamente por Pascucci. Adicionalmente Currie coloca un nuevo límite máximo de tiempo para la formación de estos gigantes gaseosos: 5 millones de años.

El coautor de la reciente confirmación, Scott Kenyon, indica que en el caso específico de Júpiter, este se debió haber formado entre 2 y 3 millones de años, mientras que a la Tierra le tomó entre 20 y 30 millones de años. Esto supone una formación muy veloz para los gigantes.

Si los gigantes gaseosos no 'engordan' lo suficientemente rápido, el sistema solar correspondiente no tendrá este tipo de 'superplanetas', porque el disco protoplanetario disminuye rápidamente su masa disponible para la formación planetaria, luego de creada la estrella que lo hospeda.