Nuestro Sol no posee la forma de una esfera perfecta

El Sol es el cuerpo más grande y masivo del Sistema Solar, y por tanto el que debería tener la superficie más suave y menos accidentada, debido a la enorme fuerza de gravedad a la que está sometido. Recientemente el equipo de científicos se abocó a determinar la forma exacta de nuestro astro, para lo cual emplearon la sonda RHESSI (abreviatura bastante conveniente para 'Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager') que originalmente había sido lanzada el 2002 para estudiar llamaradas solares.

La sonda observa al disco solar con una alta resolución temporal a través de una delgada ranura y adicionalmente rota sobre sí misma a 15 revoluciones por minuto, lo que le permite ser muy sensible a pequeñas diferencias entre el radio polar y ecuatorial de la estrella.

Hugh Hudson cuenta que 'Nosotros hemos encontrado que la superficie del Sol tiene una textura rugosa: como filamentos brillantes ordenados en una red, tal como en la superficie de un melón cantalupo [o 'escrito'], pero más sutil. Durante las fases activas del ciclo solar, estos filamentos emergen del ecuador del Sol, aumentando el brillo y engrosando la cintura estelar'.

Estos retículos formados por los filamentos son de naturaleza magnética, los cuales pueden llegar a formar 'supergránulos' los cuales son celdas que pueden llegar a tener 30.000 km de diámetro, compuestas por plasma magnetizado. La naturaleza magnética de estas rugosidades abre una conexión insospechada entre el ciclo solar de inversión del campo magnético del Sol y la forma no esférica del mismo.

A parte de esta forma reticulada, se ha podido medir que la forma del Sol es ligeramente elipsoidal, cuyo semieje más grande es 6 km superior al radio promedio del Sol (que es cercanamente 700.000 km) y el semieje menor 6 km menor a este radio. Puede parecer una elipsoidad muy pequeña pero de hecho es bastante significante, debido a que pequeñas desviaciones de una forma esférica perfecta, pueden afectar el empuje gravitacional sobre Mercurio, y esto posibilitaría testear la teoría de gravitación de Einstein.

Demuestran que el Sistema Solar se formó por explosión de supernova

Esta onda de choque producida por la estrella luego de su muerte, habría colisionado con una nube densa de gas y polvo, la cual se contrajo por efecto de la onda, para luego comenzar la formación de nuestro sistema solar. Sin embargo, modelos anteriores de este proceso de formación indicaban que solamente podría haberse producido a una temperatura aproximadamente constante, por lo que descartaban la posibilidad de una onda de choque

En una investigación reciente, y utilizando una nueva y simple idea, científicos han logrado mostrar que la explosión de una supernova, pudo desencadenar la formación del Sistema Solar por rápidas variaciones de temperatura sobre una primitiva nube densa de material primordial.

La importancia del hallazgo, es que coincide con evidencia empírica de origen químico, la cual existe desde hace más de 35 años: los meteoritos que se han encontrado poseen características químicas que apuntan a una formación provocada por una supernova. Esta evidencia proviene de trazas de Níquel-60, que debiera provenir de Hierro-60, el cual a su vez es uno de los distintos químicos pesados comúnmente liberados, en explosiones de supernovas. Este tiene un tiempo de vida muy corto luego de su formación, y decae rápidamente a Níquel-60, el mismo que ha sido encontrado en meteoritos.

Alan Boss, quién encabezó el estudio y trabaja en la Carnegie Institution for Science, indica que se empleó un código informático refinado para la simulación. Probaron el código para una nube presolar, de 1 masa solar, consistente de agua, polvo, monóxido de carbono e hidrógeno molecular, con una temperatura de 1.000 K. En ausencia de enfriamiento, la nube no pudo colapsar de ningún modo.

Sin embargo, los científicos agregaron un factor de enfriamiento (esta vez no trabajaron con temperatura constante) al código, el cual produjo que la nube aumentara en 1.000 veces su densidad en 100.000 años, y luego de 160.000 años del choque, la nube comenzó a colapsar paulatinamente, formando una protoestrella. Los investigadores encontraron que los ciertos elementos químicos de la onda de choque producida por la supernova que desencadenó el colapso, se mezclaron de manera consistente con el protosistema solar.

Dados los resultados obtenidos, Boss indica que la existencia del Sistema Solar comenzó literalmente con un pequeño Big-Bang, a 9 mil millones de años de que ocurriese el 'gran' Big-Bang.

Es la primera vez que un modelo en que una supernova genera el colapso de una nube de gas y polvo similar a la que debió haber originado a nuestro sistema solar funciona perfectamente.

Exterior del Sistema Solar no está tan poblado como se pensaba

El proyecto de búsqueda, llamado Taiwanese-American Occultation Survey (TAOS), durante todo ese tiempo estuvo periódicamente fotografiando grandes porciones de cielo para encontrar trozos de roca y hielo orbitando más allá de Neptuno, en el cinturón de Kuiper. Este cinturón es una región en la que existen grandes cantidades de restos generados por la formación de nuestro Sistema Solar, y estos la mayoría de estos cuerpos tienen el carácter de cometas, que orbitan entre 30 y 50 unidades astronómicas.

Los astrónomos pensaban que en este lugar debería haber grandes cantidades de material, pero que nunca ha sido observado directamente, salvo algunos objetos de mayor tamaño como Plutón, Eris, Makemake y Haumea.

TAOS se centró en la búsqueda de objetos con tamaños entre 3 y 28 kilómetros. Dado lo pequeño de los objetos a investigar, los científicos utilizaron una técnica en la que se pueden detectar cuando estos ocultan estrellas del campo visual observado. La abundancia de determinados tamaños es importante para determinar su aglomeración y si estos objetos transneptunianos tienden a colisionarse destructivamente entre sí o a quedarse 'pegados', no reduciéndose demasiado el tamaño de los objetos.

Luego de la larga recolección de datos, los astrónomos se dieron cuenta de que no se vieron las ocultaciones esperadas, por lo que se impone una fuerte condición para el tamaño máximo de los objetos del cinturón de Kuiper. Dados los resultados del proyecto TAOS, los suburbios del Sistema Solar no están tan densamente poblados como se pensaba, derribando varias teorías al respecto que indicaban lo contrario.

¿A dónde se fue el agua de Venus?

La nave de la ESA Venus Express ha detectado por primera vez un proceso de pérdida de atmósfera en el lado diurno de Venus. El año pasado la nave reveló que la mayor parte de la pérdida de atmósfera se produce por el lado nocturno. Juntos, estos descubrimientos sitúan a los científicos planetarios más cerca de entender qué ha pasado con el agua de Venus. Se sospecha que en el pasado Venus tuvo tanta agua como la Tierra.

El magnetómetro MAG a bordo de Venus Express ha detectado la inconfundible firma del hidrógeno a medida que es arrancado del lado diurno del planeta. “Se creía que este proceso ocurría en Venus, pero es la primera vez que lo medimos”, dice Magda Delva, de la Academia Austriaca de Ciencias, en Graz, que dirige la investigación.

Gracias a su órbita, cuidadosamente escogida, Venus Express está situada estratégicamente para investigar este fenómeno. La nave sigue una trayectoria muy elíptica sobre los polos del planeta.

El agua es una molécula clave en la Tierra porque hace posible la vida. Puesto que la Tierra y Venus son aproximadamente del mismo tamaño y se han formado al mismo tiempo, los astrónomos creen probable que ambos planetas empezaran con cantidades similares del precioso líquido. Hoy, no obstante, las proporciones de agua en ambos planetas son completamente distintas. La atmósfera de la Tierra y los océanos contienen 100.000 veces la cantidad total de agua en Venus. Pero, a pesar de la baja concentración de agua en Venus, Delva y sus colegas han detectado que el planeta perdía cada segundo, por su lado diurno, unos 2x1024 núcleos de hidrógeno.

“En Venus el viento solar arranca las capas superiores de la atmósfera y arroja partículas al espacio. Los científicos creen que el planeta ha perdido así parte de su agua, a lo largo de los 4.500 millones de años desde su formación”

El año pasado el instrumento ASPERA (siglas en inglés de Analizador de Plasma Espacial y Átomos Energéticos) a bordo de Venus Express demostró que había una gran pérdida de hidrógeno y de oxígeno por el lado nocturno. Se escapaban cerca del doble de átomos de hidrógeno que de oxígeno. Como el agua está hecha de dos átomos de hidrógeno y uno de oxígeno, el escape observado indica que en la atmósfera de Venus se están rompiendo moléculas de agua.

El Sol no sólo emite luz y calor al espacio; también genera el viento solar, un chorro de partículas cargadas que fluye constantemente. Este viento solar lleva campos eléctricos y magnéticos a todo el Sistema Solar, y ‘sopla’ más allá de los planetas.

Al contrario que la Tierra, Venus no genera un campo magnético. Esto es significativo, porque el campo magnético de la Tierra protege su atmósfera del viento solar. En Venus, sin embargo, el viento solar golpea en las capas altas de la atmósfera y arrastra partículas al espacio. Los científicos planetarios creen que el planeta ha perdido parte de su agua de esta manera, a lo largo de los 4.500 millones de años de su existencia.

“Sí que vemos agua escapándose del lado nocturno, pero la pregunta sigue vigente: ¿Cuánta agua se ha perdido en el pasado por este proceso?”, dice Stas Barabash, del Instituto Sueco de Física Espacial, en Kiruna, e Investigadora Principal de ASPERA, el instrumento que obtuvo los datos nocturnos.

Este descubrimiento sitúa a los científicos un paso más cerca de entender los detalles, pero no proporciona la última pieza del rompecabezas. Para estar seguros de que el hidrógeno procede del agua, Delva y sus colegas deben detectar también pérdida de átomos de oxígeno en el lado diurno, y verificar que son aproximadamente la mitad de los átomos de hidrógeno que arranca el viento solar.

No ha sido posible hasta ahora. “Sigo observando los datos del magnetómetro, pero por ahora no veo la firma del oxígeno en los átomos que escapan del lado diurno”, dice Delva.

Esto pone de manifiesto también un nuevo misterio. “Estos resultados muestran que en las capas altas de la atmósfera de Venus podría haber al menos el doble de hidrógeno de lo que pensábamos”, dice Delva. Los iones de hidrógeno detectados podrían estar en regiones a mucha altura sobre la superficie del planeta; pero la fuente de estas regiones se desconoce.

Así que, como una auténtica señora, Venus preserva aún parte de su misterio

Rocas carbonadas dejan al descubierto pasado acuoso de Marte

Observando placas pétreas intactas, el instrumento CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars) de la sonda ha detectado minerales carbonados, indicando que en esas zonas debió haber agua que posibilitara la formación de esos compuestos. Los científicos han encontrado que estos minerales poseen una antigüedad de 3,6 mil millones de años. Ejemplos terrestres de carbonatos son la piedra caliza y la tiza común y corriente. Estos compuestos se diluyen rápidamente en condiciones ácidas, pero para que hayan sobrevivido hasta hoy, los minerales encontrados debieron estar en condiciones totalmente diferentes.

Lo anterior pone a prueba la idea de que Marte estuvo bajo condiciones de agua ácida (es decir, de bajo pH). Dado el descubrimiento, entonces Marte debió haber tenido distintos ambientes en que el agua presente en estos poseía distintos grados de acidez, por lo que en algunas zonas de la superficie marciana quedaron gigantescos depósitos de minerales carbonados, sin diluir.

Las rocas carbonadas son creadas cuando agua y dióxido de carbono interactuan con calcio, hierro o magnesio de rocas volcánicas. El dióxido de carbono de la atmósfera queda atrapado dentro de las rocas durante ese proceso de formación. Por ejemplo, si todo el dióxido de carbono encerrado en las rocas terrestres fuese liberado, nuestra atmósfera sería más gruesa que la del mismo Venus. Algunos investigadores creen que una gruesa capa de dióxido de carbono en la atmósfera marciana primitiva pudo haber favorecido un ambiente húmedo con agua líquida, que al fluir por la superficie marciana de ese entonces excavó los secos valles que hoy podemos apreciar en el planeta rojo.

Hasta ahora no se habían podido encontrar grandes depósitos de minerales carbonados con dióxido de carbono atrapado, hasta que Murchie y sus colegas observaron con CRISM una cierta área de 20 km de diámetro sobre Marte. Tal vez estas rocas capturaron el dióxido de carbono, haciendo que el ambiente ya no fuera propicio para el agua líquida. Para probar esta idea, es necesario encontrar más depósitos con rocas de minerales carbonados.

Este descubrimiento coincide con algunos datos aportados por la exitosa misión Phoenix, cuyo robot entregó datos que mostraban la existencia de carbonatos en muestras de suelo, pero el origen de estos no es muy bien entendido. Con las observaciones de CRISM, los científicos se atreven a sugerir que tales compuestos pueden haberse formado en extendidos periodos en el Marte primitivo.

La investigación ayudará a encontrar lugares específicos en dónde futuros robots - como el pionero Phoenix - puedan buscar indicios de posibles formas de vida pasadas en Marte.

Extraña inclinación de Saturno

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Durante todo el año los anillos de Saturno han estado inclinándose hacia la Tierra y ahora se encuentran casi perfectamente de canto. Vistos de lado, los anillos que normalmente son anchos y brillantes se convierten en una línea sombreada que bisecciona los dos hemisferios de Saturno - una escena de extraña belleza.
Los astrónomos llaman a este fenómeno un "cruce de anillos por el plano". En su camino alrededor del Sol, periódicamente (una vez cada 14 ó 15 años), Saturno gira sus anillos para ponerlos de canto hacia la Tierra. Dado que los anillos son tan delagdos, pueden incluso desaparecer cuando son vistos a través de un telescopio pequeño. En el preciso mometo del cruce, Saturno sufre una sorprendente metamorfosis. El paneta con anillos se convierte en una solitaria bola de gas, casi irreconocible