Historia de la astronomía: el descubrimiento de Ceres

Ceres. Crédito: HST ACS/HRC.

Por Alejandro Tropea

Ceres, hoy considerado un "planeta enano" -calificativo honroso para un miembro del cinturón de asteroides, aunque Plutón, que perdió el rango de "planeta", y fue degradado a esa categoría menor, si pudiera hablar, diría que se trata de un término humillante-, es el objeto más grande conocido del cinturón de asteroides, ese gran conjunto de astros, sospechado durante mucho tiempo como planeta, ubicado entre Marte y Júpiter. Ceres fue además el primero de ellos en ser descubierto, curiosamente, en la primera noche del siglo diecinueve, por el padre Giusepe Piazzi. Este es un relato detallado de ese descubrimiento y lo que sucedió esa noche histórica para la astronomía y en los días previos y posteriores a esa noche.

El hombre detrás del telescopio

El padre Giuseppe Piazzi (Valtellina, 1746 - Napolés, 1826) fue un astrónomo y sacerdote italiano que perteneció a la orden de los teatinos. Empezó a dedicarse en forma tardía a la astronomía, cuando el gobierno borbónico lo envió al extranjero para que preparara la fundación de dos observatrorios, uno en Nápoles y otro en Palermo.
Después de permanecer durante tres años en los observatorios de París y Greenwich, y de haber visitado a Herschel en Slough, donde se rompió el brazo al caer de una de las grandes escaleras de madera que flanqueaban el enorme reflector, regresó a Palermo y adquirió, para el nuevo observatorio, un círculo meridiano de Ramsdem, en ese momento una obra maestra de la mecánica. También adquirió otros instrumentos que fueron colocados en la torre de Santa Ninfa, en el palacio real.
Su primer objetivo fue iniciar una determinación detallada de las posiciones de numerosas estrellas fijas, considerando que los catálogos estelares eran una base importante del trabajo astronómico de la época. Usando los dos telescopios meridianos que por su cuenta y sin ayuda había comprado, transportado e instalado, su objetivo inicial era estudiar las 87 estrellas de Tauro según el catálogo de LaCaille, un astrónomo que había elaborado este catálogo durante un viaje al Cabo de Buena Esperanza en 1755, y que se encontraba como apéndice de la publicación del catálogo de estrellas de Messier en 1784.

Derspués de veinte laboriosos años de trabajo publicó su obra monumental, que incluía la posición de 7646 estrellas, abarcando el período que iba de 1793 a 1823. Gracias al meticuloso trabajo realizado para este catálogo, Piazzi demostró que los movimientos propios de las estrellas son una regla y no una excepción. Durante su elaboración, por ejemplo, descubrió que la estrella 61 del Cisne (61 Cygni) estaba dotada de un movimiento propio muy peculiar; fue esto lo que lo llevó a intentar medir, sin éxito, su distancia a la Tierra, siendo finalmente Bessel el que lo haría, en 1838, convirtiéndose ese cálculo en la primera medición exitosa de la distancia de una estrella, mientras que Thomas James Henderson y Friedrich Georg Wilhelm von Struve lograban medir las distancias a Alfa Centauri (en 1839) y Vega en Lyra (en 1840) respectivamente.
Y fue durante esa tarea laboriosa y rutinaria de años de registrar las posiciones estelares, que Piazzi haría un descubrimiento extraordinario y casi inesperado.

Bajo sospecha

Lo de "casi inesperado" se debe a que la idea de la existencia de un planeta desconocido entre las órbitas de Marte y Júpiter, había sido sospechada desde la época de Kepler, empezando por él mismo. Más adelante, de acuerdo a la ley de Titus-Bode (descubierta en 1766 por Johann Daniel Titus, se la atribuyó en 1772 Johann Elert Bode, director del Observatorio de Berlín) la distancia al Sol de este supuesto planeta era de unas 2,8 UA (1 UA = 150 millones de kilómetros), como resultado de una progresión matemática de distancias que en realidad no tenía para muchos un gran asidero científico. El descubrimiento por William Herschel de Urano en 1781 aumentó la confianza en la exactitud de la cuestionada, y con razón, ley de Titus-Bode, la cual, de todas maneras, tuvo una gran influencia en la astronomía de esa época. En 1796, durante un congreso astronómico en Gotha, Alemania, Joseph Lalande recomendó su búsqueda. La tarea de escudriñar todo el zodíaco en busca del quinto planeta desde el Sol se repartió entre cinco grupos de astrónomos. En 1800, organizada por el Barón Franz Xaver von Zach, astrónomo alemán, se celebró una reunión en la residencia de Johann Hieronymus Schroeter, un astrónomo alemán reconocido, quien era director del observatorio de Lilienthal. Entre otros también estuvieron Heinrich Wilhelm Olbers y Karl Ludwig Harding, quienes tendrían su propio papel protagónico en esta historia, posterior al descubrimiento de Ceres. Allí, finalmente, los veinticuatro astrónomos expertos presentes combinaron sus esfuerzos y comenzaron una búsqueda metódica. De paso, esa sociedad astronómica recién formada, la primera de ese tipo en Alemania y Europa, llevaria al surgimiento de las sociedades astronómicas que vinieron después.

La noche del asteroide

La madrugada del 1 de enero de 1801, el primer día del siglo diecinueve -una fecha casi como un símbolo de lo que sucedería-, sin tener conocimiento de los objetivos de búsqueda de la recién establecida sociedad de von Zach, algo diferente en el cielo cambió la tarea de rutina del padre Piazzi. Mientras realizaba sus observaciones sistemáticas con el círculo de Ramsdem, a la espera del paso por el meridiano de una estrella de séptima magnitud, que ya había sido catalogada por Lacaille, observó que en una posición anterior a la misma, precediéndola apenas por 60 segundos, había un astro desconocido. Piazzi midió las coordenadas. A la noche siguiente, al volver a registrar su posición y compararla con la anterior verificó que ya no era la misma, el objeto desconocido se estaba moviendo, y así se confirmó en las noches siguientes. Era un "astro errante", que Piazzi estimó podría ser un planeta o un cometa. Inicialmente decidió no arriesgarse y lo anunció como un cometa, más que como un planeta.

El fugitivo

Lamentablemente, ni él ni sus asistentes pudieron observar el misterioso objeto fuera del meridiano mediante otros instrumentos. De todos modos pudo continuar con las observaciones, siguiendo al objeto hasta que se acercó demasiado al Sol, aproximadamente hacia mediados de febrero.

Si se trataba de un nuevo planeta, como sucediera con Urano, descubierto por Herschel, se podría calcular inicialmente en forma aproximada una órbita circular, aunque el arco de la órbita elíptica fuera pequeño.

Pero ya habian pasado 41 dias de su descubrimiento y el objeto se habia perdido entre las estrellas. Todo esto provocó un enorme interés y ansiedad en los astrónomos por volver a encontrarlo. Napoleón, estando sobre el campo de batalla, discutió con el astrónomo y matemático Laplace acerca de que nombre había que ponerle al pequeño planeta cuando se lo volviera a encontrar. También elogió el descubrimiento hablando con el amigo de de Piazzi, Barnaba Oriani (1752-1832, astrónomo y matemático italiano), orgulloso de que lo hiciera un italiano.

Piedra libre para el pequeño planeta

Mientras tanto, Gauss, en Alemania, que ya había estudiado el problema de las órbitas planetaris, aplicó la solución ideada por él al astro descubierto por Piazzi: considerando tres observaciones lo más alejadas uns de otras en el tiempo, para plantear, mediante tres pares de coordenadas (ascensión recta y declinación) seis ecuaciones que teóricamente son suficientes para determinar los elementos de la órbita.
Era la primera vez que se trataba en forma general el problema para establecer la órbita, con una precisión que se podía aumentar en forma notable usando, además de las tres observaciones básicas, todas las realizadas durante el tiempo que el pequeño planeta estuvo visible.
En base a los cálculos de la órbita y calculadas las efemérides, el 7 de diciembre de 1801 el barón de Zach volvió a encontrar en Seeber el astro perdido desde febrero, casi exactamente en la posición prevista por Gauss.

Por otro lado, pocos días después de su descubrimiento, William Herschel, con su gran telescopio reflector, y en base al cálculo orbital de Gauss, determinaba el diámetro de Ceres en aproximadamente 260 km (el valor actual es 950 km).

Telescopio de Herschel. Crédito: Observatorio de Madrid. Observatorio Astronómico Nacional (IGN).

Ser o no ser asteroide

El pequeño planeta fue bautizado por Piazzi con el nombre de Ceres Ferdinandea, en homenaje a la diosa griega, tutelar de Sicilia, y por el rey Fernando IV de Nápoles y Sicilia. A partir de entonces los astrónomos iniciaron una búsqueda sistemática de objetos similares. Heinrich Wilhelm Olbers, uno de los asistentes a la reunión de 1800, descubrió el segundo en 1802, al que le puso el nombre de Pallas. A continuación el 1 de septiembre de 1804 fue descubierto Juno, por el astrónomo alemán Karl Ludwig Harding, otro de los presentes en aquella reunión ya citada, y el 29 de marzo de 1807 desde Bremen fue descubierto Vesta por Olbers. Esos primeros cuatro objetos son los más grandes conocidos.

Cinturón de asteroides, concepción artística. Crédito: IPAC, JPL/NASA.

Cuando ya se hizo evidente que había muchos pequeños planetas orbitando en torno al Sol entre Marte y Júpiter, se comenzó a especular con la idea de que se trataba de los restos de un planeta que había explotado por fuerzas internas o por el choqure con un cometa (en 1802 Olbers sugirió a Herschel que Ceres y Palas podrían ser restos de un planeta mucho más grande). La teoría más aceptada hoy es que se trata de material que no llegó a formar un planeta: los planetesimales que orbitaban en esa zona, fueron perturbados gravitacionalmente por Júpiter, impidiendo la formación de un planeta por los procesos de acreción y colisión que originaron los restantes.

En esas circunstancias, Herschel, que descubrió Urano, se interesó muy especialmente en el descubrimiento de Piazzi. En la primavera de 1802 le escribió desde Slough enviándole un resumen de sus observaciones sobre Ceres y sobre Pallas y reflexionando sobre la naturaleza de estos nuevos astros. Esto generó una cierta polémica con Piazzi. Herschel dedujo de los cálculos de Gauss que Ceres debía ser extremadamente pequeño comparado con el resto de los planetas. Por este motivo creyó que no debía llamárselos "planetas", pero como tampoco se trataba de cometas pensó que debían ser una especie nueva de astros. Herschel propuso llamarlos "asteroides".

"Si quisiéramos llamarlos planetas, agregaba Herschel, no podrían ocupar el espacio intermedio entre Marte y Júpite con la debida dignidad". Pero Piazzi, contestando irónicamente a las palabras de Herschel dijo: "¡pronto veremos también condes, duques y marqueses en el cielo!"

A Piazzi no le parecían bien los razonamientos de Herschel; señalaba que se trataba de "estrellas errantes" que podrían llamarse planetoides o cometoides, pero nunca asteroides. Finalmente, el término de "planetas enanos" con que hoy se los designa, tal vez sea una solución salomónica que hubiera satisfecho a ambos astrónomos y a los seguidores de cada uno de ellos. Sea como fuere, el descubrimiento de Ceres, más allá de estas polémicas relativamente menores, llevó al conocimiento de nuevos integrantes del sistem solar, lo que ayudaría a adquirir una comprensión más profunda de su constitución y su origen, tarea que hoy se desarrolla con más intensidad que nunca gracias a la tecnología de tierra y espacial.

Fuentes:
• Historia de la astronomía de Giorgio Abetti, FCE.
• Historia de la física de James Jeans.

Más información:
• Ceres en lookUP

Imágenes:
• Cinturón de asteroides, concepción artística. Crédito: IPAC, JPL/NASA.
• Ceres. Crédito: HST ACS/HRC.
• Giuseppe Piazzi. Crédito: Wikipedia.
• Telescopio de Herschel. Crédito: Observatorio de Madrid. Observatorio Astronómico Nacional (IGN).

Suplemento Futuro de Página 12

Ya está en línea Futuro, el excelente suplemento semanal de ciencia del diario Página 12, correspondiente al sábado 30 de enero de 2010. Se actualiza en la red el mismo día de su publicación, a las 18 hs. Este es el contenido de esta edición:

MIRADA PROFUNDA
Vale la pena detenerse un instante, mirar y pensar: la impresionante foto que hoy domina la tapa de Futuro es nuestra mirada más profunda hacia el universo. Un hito en la historia de la ciencia. Nunca antes miramos tan lejos. Nunca antes nos asomamos con tanta osadía a los abismos del espacio y del tiempo. Más allá de su abrumadora (y por momentos desconcertante) belleza, esta flamante postal del Telescopio Espacial Hubble tiene mucho para contarnos sobre la escala, la estructura y la gran historia del cosmos.
Por Mariano Ribas

HISTORIA DE LA CIENCIA ARGENTINA
Jacobo Juan Laub, una vida en preludio
El primer colaborador científico de Albert Einstein fue un jubilado de la diplomacia argentina, que sorteó (mal) tantas dificultades como la misma ciencia argentina, que también la pasó bastante mal. Tal para cual.
Por Matias Alinovi

Libros y publicaciones

Agenda científica

Mirando en el interior de un sol artificial

Las técnicas desarrolladas por un centro de investigación especializado del MIT proporcionan imágenes detalladas del interior del infernalmente núcleo caliente de los experimentos avanzados de fusión.

Una cámara pequeña hecha de oro, llamada Hohlraum, se utiliza para contener la pequeña bola de combustible de hidrógeno pesado en el centro de una reacción de fusión en la Instalación Nacional de Ignición (NIF). Los rayos láser entrar a través de los dos extremos abiertos de la Hohlraum y se reflejan hacia el combustible, calentándolo para producir la reacción de fusión.
Imagen: National Ignition Facility (NIF)

Después de más de cinco décadas de investigación, en el próximo año o dos se espera alcanzar un hito importante hacia el aprovechamiento de la energía de fusión Este hito, conocido como "ignición de fusión" (encendido o activación del proceso de fusión), tendrá lugar en una instalación experimental construida para tal fin en California. Conocida como la Instalación Nacional de Ignición (National Ignition Facility, NIF), comenzó los experimentos iniciales el pasado otoño boreal.

Los investigadores del Centro de Fusión y Ciencia del Plasma del MIT (Plasma Science and Fusion Center, PSFC) han desempeñado un papel importante en hacer posible este evento fundamental, y su trabajo se expone esta semana en un artículo publicado en la revista Science. En pocas palabras, han descubierto la manera de utilizar una segunda reacción de fusión como una especie de luz de fondo, lo que les permite ver los detalles de lo que está sucediendo dentro de la reacción.

La fusión de dos pequeños átomos en otro único, con una liberación enorme de energía (en esto interviene la equivalencia entre masa y energía hallada por Einstein, expresada en su célebre fórmula E=mc²), es el proceso que produce la descomunal energía emitida por el sol, y es visto como una solución potencial a largo plazo a la energía que el mundo necesita porque, en principio, podría suministrar grandes cantidades de energía sin ningún tipo de emisiones de gases de efecto invernadero. Pero en la práctica el aprovechamiento de esta "central de energía" se cree que está a décadas de distancia.

El poder alcanzar la ignición, el encendido, representaría un paso importante y largamente esperado en esa dirección. Uno de los problemas para los investigadores e ingenieros tratando de hacer que esto suceda, sin embargo, es que las reacciones reales tendrán lugar dentro de una cápsula de combustible de 2 mm de diámetro cuya temperatura y presión, para implotar a 1/40 de su diámetro inicial, es mucho mayor que en el mismo centro del sol. Ese no es un medio fácil para tomar fotografías, o cualquier tipo de medidas, con el fin de afinar el sistema para lograr los resultados deseados.

Un equipo del MIT, dirigido por Richard Petrasso, Investigador Científico Senior del PSFC, desarrolló el método de fusión con iluminación de fondo, que fue descrito en un artículo en Science en 2008. Ahora, el equipo informa en Science que el método fue utilizado con éxito en un laboratorio en la Universidad de Rochester, y de hecho fueron capaces de aprender los detalles más importantes sobre la naturaleza de los campos eléctricos y magnéticos, en el interior y alrededor de esta cápsula diminuta.

Con el sistema que ellos idearon, "estamos tomando una instantánea de lo que estos campos eléctricos y magnéticos parecen", dice Petrasso. "Esta información es muy difícil si no imposible de obtener de otra manera."

Proveyendo la "bujía" para la fusión

NIF utiliza un enfoque llamado de unidad de fusión inercial indirecta, en la que la pequeña cápsula de combustible de hidrógeno pesado está centrada dentro de una cavidad llamada Hohlraum (una cavidad en la que las paredes se encuentran en equilibrio radiativo con la energía radiante en esa cavidad). Los rayos láser bombardean las paredes interiores de la Hohlraum, calentándola y generando rayos X que hacen que la cápsula implosione. La ignición o encendido, el objetivo de NIF, es el punto en el que la energía liberada por la fusión de algunos átomos en el centro de la cápsula provean la "bujía" que causa que otros átomos superdensos cercanos se fusionen, y así sucesivamente, en una reacción en cadena.

Pero para llegar hasta el punto de ignición, explica Petrasso, son necesarias herramientas de diagnóstico para revelar los detalles de lo que realmente sucede dentro de la bola que implota, donde las temperaturas alcanzan los 200 millones de grados Kelvin y la presión puede llegar a mil millones de veces la presión atmosférica. Para que la ignición funcione, la cápsula de deuterio y tritio - dos formas pesadas del elemento hidrógeno, con uno y dos neutrones en el núcleo respectivamente- tiene que ser casi perfectamente esférica, casi perfectamente situada en el centro de la cavidad Hohlraum, y debe implotar de una forma casi perfectamente simétrica.

El margen de error que hay en estos parámetros es una de las cosas que aún queda por determinar, y por eso la forma de interconexión dentro del sistema, mientras está en acción, podría desempeñar un papel importante, dice Petrasso.

Para hacer eso, en estos experimentos en el Laboratorio de Láseres Energéticos en Rochester, una segunda cápsula se colocó cerca y golpeada por otro conjunto de rayos láser, que produce un flash de protones para iluminar la primera cápsula, dentro de un Hohlraum.

Nelson Hoffman, un físico de plasma en el Laboratorio Nacional de Los Alamos, dice que el equipo del MIT ha desarrollado "varias formas muy eficaces" para medir aspectos importantes de lo que sucede dentro de las cápsulas de fusión, que dice son esenciales para tener "un indicador de lo cerca que están de la meta de encendido", y añade que, como resultado, el equipo del MIT ha encontrado ya fenómenos sorprendentes en la manera en que se distribuyen los campos eléctricos y magnéticos.

"El intento de alcanzar la ignición de fusión es uno de los problemas científicos más difíciles al que debemos hacerle frente", dice Hoffman, "mirar el problema con 'ojos nuevos', como las radiografías de protones del MIT, es crucial para la detección de fenómenos que no se presentan ante nosotros de ninguna otra manera".

En los resultados reportados esta semana, por ejemplo, el equipo del MIT, junto con colaboradores del Laboratorio Nacional Lawrence en Livermore, el Laboratorio de Láseres Energéticos y General Atomics, vio los resultados de un experimento que produjo un notable "patrón como un asterisco de cinco puntas" en los campos que rodean la cápsula de implosión. El patrón resulta de la posición de los haces de láser entrantes, algo que requerirá más análisis para comprender su impacto potencial sobre la dinámica del proceso de fusión.

Petrasso estima que al NIF le tomará muchos meses de trabajo desde el comienzo de los experimentos hasta el punto donde se alcanza la ignición. "Esto nunca se ha hecho antes, así que tenemos que depender, en parte, del conocimiento empírico sobre como llevar el experimento y crear las condiciones exactas que se necesitan", dice Petrasso, quien ha trabajado en el PSFC desde 1978. "Muchas partes de este esfuerzo tienen una buena base teórica y experimental y otras no tanto. Debido a esto, tenemos que llenar esos vacíos, para obtener las condiciones a la perfección." Además de este trabajo en las instalaciones de Rochester, los investigadores del MIT incluyen entre ellos seis estudiantes de doctorado que han tenido una función permanente en el trabajo en el NIF.

No sólo puede ser la ignición un paso importante hacia tal vez hacer que la energía de fusión sea práctica un día, dice Petrasso, sino que sin duda será una importante herramienta científica para comprender mejor cómo trabajan el sol y otras estrellas.

"Creamos las condiciones que realmente sólo se pueden encontrar en el centro de las estrellas", dice, aunque en estos experimentos esas condiciones sólo existen por una mil millonésima de segundo. "Los astrofísicos, por una parte, encuentran estas condiciones sumamente interesantes y atractivas".

Fuente:
Peering inside an artificial sun

La ciencia con humor: La tragedia de Frankestein

Si desea ver más humor gráfico de mi propia mano, sobre temas de ciencia, astronomía incluida, puede visitar mi blog La ciencia con humor

El estudio de los lagos de Titán en la Tierra

Un nuevo proyecto trata de reproducir la superficie de la luna Titán para aprender más acerca de sus lagos de hidrocarburos. Este estudio también podría contarnos acerca de la química que condujo al origen de la vida en la Tierra primitiva.

Esta imagen de la Cassini muestra Kraken Mare, un enorme lago de hidrocarburos líquidos cerca del polo norte de Titán. Crédito: NASA / JPL / Space Science Institute.

El reciente descubrimiento de lagos en Titán, la luna de Saturno, convierten a ese satélite en el único objeto del sistema solar conocido por tener líquido en su superficie. Sin embargo, bañados a 179°C bajo cero, estos lagos no están, definitivamente, llenos de agua.

"El agua congelada en Titán es tan sólida que se puede comparar a las rocas de silicato de la Tierra", dice Vincent Chevrier, de la Universidad de Arkansas.

A juzgar por las observaciones de la sonda espacial Cassini-Huygens, el líquido en Titán es probable que sea un cóctel de hidrocarburos, en su mayoría de metano y etano. La proporción exacta es incierta porque los científicos tienen poca información sobre cómo se comportan estas sustancias a temperaturas tan bajas.

"Nunca hubo antes mucho interés en las propiedades de sólidos y líquidos de metano y etano, ya que ellos son, normalmente, los gases en la superficie de la Tierra", dice Chevrier.

Pero todo eso cambió, el "activo líquido" de Titán conduce procesos geológicos y químicos que pueden confundirse con los de nuestro propio planeta. Para comprender mejor esto, Chevrier y sus colegas han recibido financiación de la NASA para recrear la superficie de Titán en un laboratorio.

País de lagos

Un lago plano y calmo de metano-etano líquido en Titán, representado por el concepto de este artista. Crédito: Copyright 2008 Karl Kofoed.

Gracias a los mapas de radar tomados por la sonda Cassini, sabemos que las regiones polares de Titán están salpicadas de numerosos lagos. Algunos de estos son tan grandes como los Grandes Lagos en los Estados Unidos.

Los científicos no están seguros del origen de estas grandes masas de hidrocarburos. Una posibilidad es que la lluvia de metano y la posible nieve de etano, conduzcan un "ciclo hidrológico", que finalmente desemboca en los lagos.

Alternativamente, Titán podría tener grandes reservas subterráneas de líquido, y los lagos son el resultado de cráteres de impacto suficientemente profundos como para exponer a esta sub-superficie del océano.

Ha sido difícil descartar cualquiera de estas hipótesis, en parte porque el proceso de evaporación de los lagos de hidrocarburos en el medio ambiente de Titán es poco conocida. Si los investigadores pudieran saber qué tan rápido los lagos están desapareciendo, tendrían una mejor idea de lo que los hace aparecer.

Algunos de los lagos en Titán son tan grandes como los de la Tierra. Crédito: NASA / JPL / USGS.

"Las tasas de intercambio de hidrocarburos por vía de temporada y potencialmente por los largos ciclos climáticos en Titán son un objetivo importante de la investigación actual", dice Oded Aharonson del Instituto de Tecnología de California, que no está involucrada con este nuevo proyecto.

Mini-lagos

Por su parte, el equipo de Chevrier medirá las tasas de evaporación de metano y etano en una cámara de simulación de Titán. Para imitar la atmósfera de la luna, un cilindro de acero de 2 metros de altura contendrá gas nitrógeno ultra-frío a una presión alrededor de 50% más alta que en la Tierra.

En la concepción de este artista, la lluvia de metano en Titán se muestra desembocando en los barrancos que eventualmente llenan muchos lagos de la luna. Crédito: NASA / JPL.

El grupo de Chevrier introducirá pequeñas cantidades de metano o etano en la cámara. Por debajo de unos 95 grados Kelvin (-178 grados Celsius), los hidrocarburos gaseosos se condensan en "mini-lagos" de aproximadamente 1 centímetro de profundidad en la parte inferior del cilindro. Los investigadores entonces aumentarán la temperatura ligeramente y registrarán la tasa de evaporación.

Se supone que el etano (cuyas moléculas son más pesadas que el metano) tendrá una tasa de evaporación más lenta, pero se desconoce cual pueda ser su magnitud. Es aún menos claro lo que sucede cuando el metano y el etano se mezclan, junto con el gas nitrógeno, en la disolución de la atmósfera de la parte superior.

"Es muy probable que los lagos estén hechos de una mezcla compleja de etano, metano y nitrógeno", dice Chevrier. "Vamos a estudiar el comportamiento de los compuestos puros y luego las mezclas."

El equipo también tiene previsto estudiar la posibilidad de otras mezclas de compuestos orgánicos con el caldo de Titán y que tal vez frenen la evaporación.

Análoga en la Tierra

Dentro de esta cámara de simulación de Titán en el laboratorio de Chevrier, las muestras de metano y etano se condensan en líquido en torno a los -178 grados Celsius. Crédito: V. Chevrier.

La determinación de las tasas de evaporación en Titán no sólo ayudarán a resolver los procesos geológicos que formaron los lagos, sino que también proporcionarán alguna información necesaria acerca de la química atmosférica.

Titán es la única luna en nuestro sistema solar con una atmósfera sustancial. Su superficie está totalmente oculta por una neblina de color naranja compuesto de moléculas orgánicas complejas (llamadas tolinas), que se forman cuando el metano es destruido por la luz ultravioleta del sol.

Este mismo tipo de química orgánica puede haber estado presente en la base biológica de la Tierra hace miles de millones de años atrás.

"Titán muestra cómo se pueden tener reacciones orgánicas sin vida", dice Chevrier. Este tipo de reacciones de química orgánica puede haber proporcionado los primeros pasos necesarios hacia el origen de la vida en la Tierra.

En Titán, debido a que las reacciones orgánicas en la atmósfera abastecidas de combustible por metano terminan destruyendo las moléculas de metano, para mantener las reacciones operando se necesita una fuente constante de metano gaseoso. La evaporación de los lagos de metano de Titán puede ser una de esas fuentes, y los datos de Chevrier deberían ayudar a decir si es suficiente.

"La superficie de Titán es rica en características geológicas similares a las encontradas en la Tierra, pero sobre la base de diferentes materiales," dice Christophe Sotin del Laboratorio de Propulsión a Chorro en Pasadena. "Así que cualquier experimento de laboratorio que pueda reproducir las condiciones de Titán y dar algunas piezas de la información de los procesos que pueden suceder en esta luna es importante".

Fuente:
Studying Titan’s Lakes on Earth

El origen de la Luna podría ser una gran explosión nuclear

Recientes mediciones de alta precisión de las muestras lunares muestran un alto grado de similitud entre la composición elemental e isotópica del manto de la Tierra y la Luna. Esta similitud, exhibida en los elementos ligeros y pesados y sus isótopos, es difícil de conciliar con la hipótesis del impacto gigante vigente en la actualidad a favor de la formación de la Luna.
Una nueva teoría sugiere que nuestro satélite natural se formó después de una gran explosión nuclear natural en el manto terrestre, en lugar de haberse originado después del impacto de un objeto masivo contra la Tierra, como se pensaba anteriormente.

El problema con la hipótesis del impacto es que de acuerdo a los cálculos basados en las simulaciones realizadas indican que la Luna debe estar compuesta 80% del objeto impactador y 20 % de la Tierra, mientras que, de hecho, las proporciones de isótopos de elementos ligeros y pesados en rocas lunares examinadas hasta ahora son prácticamente idénticas a las de la Tierra.

La hipótesis de fisión es una explicación alternativa para la formación de la luna, y predice proporciones de isótopos similares en la Luna y la Tierra. La hipótesis (acreditada al hijo de Charles Darwin George en 1879) es que la Tierra y la Luna comenzaron como una masa de roca fundida girando con suficiente rapidez para que la gravedad fuera apenas superior a las fuerzas centrífugas. Incluso una falta leve podía desprender parte de la masa en órbita, que se convertiría en la Luna. La hipótesis fue propuesta hace alrededor de 130 años, pero se rechazó porque no se podría explicar una fuente de energía necesaria para iniciar una burbuja de roca fundida en órbita del tamaño de la Luna.

Los científicos holandeses Robde Meijer (Universidad del Cabo Occidental) y Wim van Westrenen (Universidad VU de Ámsterdam) ham propuesto una nueva respuesta. Su hipótesis es que las fuerzas centrífugas han concentrado elementos pesados como el torio y el uranio en el plano ecuatorial y en el límite entre el núcleo y el manto de la Tierra. Si las concentraciones de estos elementos radiactivos eran lo suficientemente altas, esto podría haber dado lugar a una reacción nuclear en cadena que se convirtió en supercrítica, causando una explosión nuclear.

De Meijer y Van Westrenen calcularon la concentración de elementos radiactivos, y estiman que podría haber sido lo suficientemente alta como para que tuviera lugar una reacción nuclear supercrítica. Después que se convirtió en supercrítica, la Tierra básicamente se convirtió en un georeactor nuclear natural que explotó y expulsó a la órbita una burbuja de roca fundida del tamaño de la Luna, que se convirtió en nuestro satélite.

Los investigadores sugieren que la hipótesis explica la composición isotópica idéntica de elementos ligeros (como el silicio, potasio) y pesados (cromo, neodimio y tungsteno) y, además, proponen que podría ponerse a prueba, desde que la explosión dejaría evidencia como el xenón-136 y el helio-3, que se habrían producido en abundancia en el georeactor. La confirmación se complica por el hecho de que el viento solar depósita estos isótopos en la luna en grandes cantidades, y que tendría que ser compensada.

Se sabe que han existido georeactors en la Tierra, como en Oklo, en la República de Gabón, en África occidental, que operaba hace unos 2,0 a 1,5 millones de años.

Fuente:
Una hipótesis alternativa para el origen de la Luna. (R.J. de Meijer, W. van Westrenen, arXiv).

Imagen:
Luna. Crédito: NASA.

Hallan una extraña explosión de supernova utilizando nuevos medios

Por primera vez, los astrónomos han encontrado una explosión de supernova con propiedades similares a un estallido de rayos gamma, pero sin ver los rayos gamma de la misma. El descubrimiento, usando el radio telescopio Very Large Array (VLA) de la Fundación Nacional de Ciencia, promete, dicen los científicos, señalar el camino a la localización de muchos más ejemplos de estas misteriosas explosiones.

Explosión de supernova por colapso del núcleo expulsando una cáscara esférica de escombros. Crédito: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF.

"Creemos que las observaciones de radio pronto serán una herramienta más poderosa para encontrar este tipo de supernovas en el Universo cercano que con satélites de rayos gamma", dijo Alicia Soderberg, del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

La pista reveladora se produjo cuando las observaciones de radio mostraron material expulsado de la explosión de la supernova, llamada SN2009bb, a velocidades cercanas a la de la luz. Esto caracterizó la supernova, vista por primera vez en marzo pasado, como el tipo que produce una especie de estallido de rayos gamma.

"Es notable que la radiación de muy baja energía, las ondas de radio, puede indicar un evento de muy alta energía", dijo Roger Chevalier de la Universidad de Virginia.

Cuando las reacciones de fusión nuclear en los núcleos de estrellas muy masivas ya no pueden proporcionar la energía necesaria para mantener el núcleo contra el peso del resto de la estrella, el núcleo se contrae de manera catastrófica en una estrella de neutrones o un agujero negro súper denso. El resto del material de la estrella es lanzado al espacio en una explosión de supernova. Durante la década pasada, los astrónomos han identificado un tipo particular de supernova con "colapso del núcleo" como la causa de un tipo de estallido de rayos gamma.

No todas las supernovas de este tipo, sin embargo, producen estallidos de rayos gamma. "Sólo una de cada cien hace esto," de acuerdo con Soderberg.

En el tipo más común de las supernovas de este tipo, la explosión expulsa el material de la estrella hacia afuera en un patrón más o menos esférico, a velocidades que, aunque rápidas, son sólo un 3 por ciento de la velocidad de la luz. En las supernovas de rayos gamma que producen estallidos de rayos, algo, pero no todo el material eyectado se acelera a casi la velocidad de la luz.

Las enormes velocidades en estas raras explosiones, según los astrónomos, son causadas por un "motor" en el centro de la explosión de la supernova que se asemeja a una versión reducida de un quasar. El material que cae hacia el núcleo entra en un disco giratorio que rodea la nueva estrella de neutrones o un agujero negro. Este disco de acreción produce jets (chorros) de material impulsado a una velocidads tremendas a través de los polos del disco.

"Esta es la única manera de saber que una explosión de supernova podría acelerar el material a tales velocidades", dijo Soderberg.

Hasta ahora, no se ha encontrado ninguna supernova "accionada por un motor" de otra manera que no sea mediante la detección de rayos gamma emitidos por la misma.

"Descubrir tal clase de supernova, observando su emisión de radio, en lugar de a través de rayos gamma, es un gran avance. Con las nuevas capacidades del VLA listas en breve, pensamos que vamos a encontrar más en el futuro a través de observaciones de radio que con rayos gamma satélites ", dijo Soderberg.

¿Por qué no vio alguien rayos gama de esta explosión? "Sabemos que la emisión de rayos gama es emitida en tales ráfagas, y ésto puede haber sido señalado lejos de la Tierra y así no visto," dijo Soderberg. En aquel caso, encontrar tales ráfagas por observaciones de radio permitirá a los científicos descubrir un porcentaje mucho más grande de ellas en el futuro.

Explosión de supernova "accionada por el motor",
con disco de acreción y chorros de alta velocidad. Crédito: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF.

"Otra posibilidad", añade Soderberg," es que los rayos gamma fueran "ahogados" cuando trataban de escapar de la estrella. Esta es quizás la posibilidad más interesante, ya que implica que podemos encontrar e identificar supernovas, accionadas por el motor, a las que les falta rayos gamma detectables y por lo tanto pasan inadvertidas por los satélites de rayos gamma".

Una pregunta importante que los científicos esperan responder es precisamente que es lo que produce la diferencia entre el colapso de supernova "ordinario" y el "accionado por el motor". "Debe haber alguna propiedad física rara que separa las estrellas que producen el tipo "accionado por el motor" de sus primas más normales", dijo Soderberg. "Nos gustaría saber que propiedad es".

Una idea popular es que tales estrellas tienen una concentración inusualmente baja de elementos más pesados que el hidrógeno. Sin embargo, Soderberg señala que no parece ser el caso de esta supernova.

Soderberg y Chevalier trabajaron con Alak Ray y Sayan Chakrabarti del Instituto Tata de Investigación Fundamental en la India; Poonam Chandra, de la Royal Military College de Canadá, y un gran grupo de colaboradores del Centro Harvard-Smithsoniano para Astrofísica. Los científicos publicaron sus hallazgos en la edición del 28 de enero de la revista Nature.

El Observatorio Nacional de Radioastronomía es una instalación de la Fundación Nacional de Ciencia, operada bajo un acuerdo cooperativo por Associated Universities, Inc.

Fuente:
Astronomers Find Rare Beast by New Means

La tecnología de pruebas de la nave espacial Proba 2 abre nuevos ojos que miran al Sol

Repleto de nuevos dispositivos e instrumentos científicos, Proba-2 es una sonda espacial de demostración de tecnologías para futuras misiones de la ESA a la vez que proporciona nuevos puntos de vista de nuestro sol.

Volando en órbita a 720 km, Proba-2 es el segundo en el "Proyecto de Autonomía a Bordo" de la ESA, capaz de volar por sí mismo con un mínimo soporte desde tierra. Su propósito es probar en vuelo nuevas tecnologías y llevar un total de 17 cargas útiles en tecnología. También lleva cuatro instrumentos científicos que se centran en el Sol y el clima espacial.

En una conferencia de prensa en el Observatorio Real de Bélgica, en Bruselas, el equipo que trabaja detrás de estos pequeño ssatélites se declaró muy satisfecho con sus primeros tres meses en órbita y dio a conocer las primeras observaciones solares de Proba 2.
Desde su lanzamiento el 2 de noviembre, los numerosos subsistemas de Proba-2 han sido cambiados uno por uno y sus salidas fueron chequeadas. Este proceso de puesta en marcha es esencial antes que pueda comenzar la vida útil de la misión.

Han llegado contribuciones para la misión de toda Europa y Canadá, con Bélgica como un participante importante. Fue construido para la ESA por la empresa belga Verhaert Space, parte del grupo QinetiQ, y la misión se ejecuta desde la estación terrestre de la ESA en Redu, en Bélgica.

Proba 2 es el último de la serie "Proyecto de Autonomía a Bordo" de la ESA y su puesta en marcha se lleva a cabo con un nivel relativamente modesto de personal de tierra. "El satélite está lo suficientemente avanzado para supervisarlo sobre una base diaria", dijo Frank Preud'homme de Verhaert Space.

Esta imagen muestra el satélite Proba-2 en la limpia sala de Verhaert Space en Kruibeke, Bélgica. Proba significa PRoject for OnBoard Autonomy (Proyecto de Autonomía a Bordo). Los satélites PROBA se encuentran entre las más pequeñas naves espaciales volando para la ESA, pero están produciendo un gran impacto en el campo de la tecnología espacial. Proba-2 es el segundo de la serie, sobre la base de casi ocho años de experiencia exitosa con Proba-1. Como Proba-1, Proba-2 fue construido para la ESA por Verhaert Diseño y Desarrollo, en la ciudad de Flandes Oriental en Kruibeke, con el apoyo de la Oficina de Política Científica Federal Belga.

Resultados preliminares para el futuro

El buen funcionamiento de este pequeño satélite -ocupa menos de un metro cúbico- es un paso previo a las misiones de la ESA en la próxima década. Un total de 17 nuevas tecnologías se han demostrado a bordo del Proba-2 antes de ser adoptadas para el tamaño real de la nave, incluyendo un nuevo seguidor de estrellas para la nave BepiColombo Mercury y una cámara gran angular para ExoMars y, potencialmente, el explorador de asteroide Marco Polo.

"La mayoría de las tecnologías demostradas en Proba-2 han sido activadas y estoy feliz de ver que los primeros datos que recibimos son muy buenos", comentó el director de Técnica y Gestión de Calidad de la ESA, Michel Courtois. "Proba-2 ha mostrado que puede testear la tecnología en órbita".

El satélite funciona utilizando una computadora avanzada construida por Verhaert Space., ejecutándose en el microprocesador LEON2-FT diseñado por ESA. "La computadora de Proba-2 es la más potente para aplicaciones espaciales desarrollada en Europa", añadió el Sr. Preud'homme. "Ha sido seleccionada para una serie de nuevas misiones de la ESA."

Eclipse anular de Sol del 15 de enero de 2010 observado por el instrumento para imágenes solares SWAP (Sun Watcher utilizando detectores de APS y procesamiento de imagen) sobre el Proba-2 de ESA.
Este es el mismo eclipse solar observado sobre el terreno de África y Asia, el más largo eclipse del nuevo milenio. Se llama "anular" porque la Luna está más lejos de la Tierra que durante un eclipse total, por lo que sólo una parte del Sol está cubierto.

Estación meteorológica espacial

El satélite hará una doble función como un banco de pruebas de tecnología y como plataforma de ciencia. Además de sus cargas útiles experimentales, Proba-2 es el anfitrión de un cuarteto de nuevos instrumentos, centrados en el Sol y el clima espacial.

"En términos científicos, Proba-2 es un observatorio solar", dijo David Southwood, Director de Ciencia y Exploración Robótica de ESA. "Sus instrumentos han evolucionado de los de SOHO, el vigilador de tamaño completo de ESA/NASA de las tormentas solares, y está testeando la tecnología de software y el detector necesarios para el Solar Orbiter, previsto como la próxima gran misión solar de Europa".

El Observatorio Real de Bélgica (ROB) tiene la responsabilidad científica sobre los dos instrumentos de seguimiento solar de Proba-2. David Berghmans, del ROB, describe el instrumento para imágenes solares SWAP (Sun Watcher utilizando detectores de APS y procesamiento de imagen) como un ejercicio de miniaturización: "Se trata de un telescopio espacial completo del tamaño de una caja de zapatos de ancho. A pesar de su tamaño, SWAP es muy ambicioso, concebido como un instrumento completo de la meteorología espacial para detectar todos los acontecimientos significativos tales como las erupciones solares o las eyecciones de masa coronal ".

El mismo eclipse anular de sol del 15 de enero 2010 observado por parte de SWAP de Proba-2 también fue detectado por el mismo instrumento LYRA del satélite (Radiometro para Lyman Alfa), el primer radiómetro ultravioleta en el espacio que utiliza detectores de diamantes. El 2 de noviembre de 2009 Proba-2 fue lanzado en una órbita polar síncrona, lo que permite la observación solar casi permanente. Tras la primera luz de LYRA, el 6 de enero de 2010, el instrumento ha demostrado estar en buena forma, va a medir sus primeras llamaradas solares con una resolución sin precedentes de tiempo rápido de 0.5 seg. Los datos LYRA pronto alimentarán las investigación y los pronósticos del clima espacial.
En el pasado, los científicos europeos han construido instrumentos para registrar la región ultravioleta del Sol, espectrómetros, coronógrafos y radiómetros para la radiación solar total, pero LYRA es el primer radiómetro de UV solar. LYRA consta de cuatro canales de gran paso de banda. Cada canal observa la irradiación del sol detrás de una hoja metálica delgada o detrás de un filtro de interferencias. Los detectores son diodos de silicio UV o detectores de diamante, estos últimos han sido diseñados específicamente para LYRA. La combinación de la transmisión espectral de los filtros y de la responsividad del detector hacen que los doce canales de LYRA sean sensibles en bandas de paso de rayos X blandos y rayos UV. Su elección exacta se hizo en relación con las cuestiones científicas de la física solar, la aeronomía, y el clima espacial.
En una estrategia para maximizar la precisión de las mediciones, LYRA se compone de tres unidades similares, independientes, que constan de cuatro canales mencionados cada una. Junto con un conjunto de dos diodos emisores de luz (LED) por canal, y sabiendo que se degrada cada unidad en función del tiempo de observación, esta configuración permite prolongar la calibración de LYRA. De hecho, por el uso poco frecuente de dos unidades, la respuesta más degradada de la tercera unidad se puede corregir, y la evolución de las propiedades de los detectores de diamantes y de los nuevos detectores de silicio se pueden comparar en condiciones espaciales reales. Los detectores de diamantes representan una nueva tecnología UV que se espera sustituirá a los detectores basados en silicio. La exposición anterior es actualmente menos oscura y se degrada más lentamente bajo la nociva luz solar medida por LYRA, así como en el duro entorno espacial (partículas ionizantes). Ya está claro que los detectores de diamante son mucho menos sensibles a los protones de la Anomalía del Atlántico Sur que los detectores de silicio.
Después de las pruebas en la oscuridad, en noviembre y diciembre de 2009, las tres puertas de LYRA se liberaron y se abrieron el 5 y 6 de enero de 2010. La nave espacial PROBA 2 aún no apuntó al Sol, pero en la noche del 6 de enero, los doce detectores realizaron medición de señales. Los frágiles filtros de metal delgado no se han roto en el lanzamiento, ni desarrollado agujeros. La responsividad de los detectores no ha cambiado sustancialmente.
Con un peso de 3,53 kg y midiendo 315 mm x 92,5 mm x 222 mm, el desarrollo de LYRA ha sido liderado por el director del equipo investigador en el Observatorio Real de Bélgica en Bruselas, en estrecha colaboración con el equipo co-investigador suizo de PMOD/CMR en Davos. La gerencia del proyecto fue con el Centro Espacial de Lieja y la Cooperación Alemana del Instituto Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung proveyó la calibración radiométrica utilizando el sincrotrón BESSY en el Physikalisch-Technische Bundesanstalt en Berlín. Colaboradores de Japón, Francia, EE.UU. y Rusia también son reconocidos.
Créditos: ESA/ROB.

Otro equipo del ROB, dirigido por Jean-Francois Hochedez, supervisa el Lyra (radiómetro Lyman alfa), instrumento que emplea robustos detectores ultravioleta -algunos de diamantes- para medir la radiación solar.

"Proba 2 demuestra una vez más la fiabilidad de la tecnología espacial belga y de la plataforma para satélite Proba," dijo la minista de Ciencia belga Sabine Laruelle. "Junto con los científicos del "Polo Espacial" de Bruselas, espero con impaciencia las primeras observaciones a través del estado del arte de los instrumentos SWAP y LYRA, ambos hechos con importantes contribuciones de Bélgica."

El análisis científico preliminar de DSLP sin calibrar (Sonda de Langmuir Dual Segmentada) permitió adquirir un conjunto de datos de una órbita completa de Proba 2 durante la fase de puesta en marcha. Los principales productos científicos las características corriente-voltaje medidas (panel superior) representan la densidad de electrones y iones y la temperatura de electrones (dos paneles del medio). El panel inferior muestra latitud y longitud en bandas S/C. Varias características típicas de gran escala son ya claramente visibles en los conjuntos de datos. Una disminución sustancial de la medición actual se observa entre las 15:28 y las 15:43 UTC y las perturbaciones observadas en la densidad y temperatura de los electrones están relacionadas con el cruce de la región CUSP en el polo norte, donde Proba 2 S/C también entró en el eclipse. Por otro lado, un aumento de la corriente medida, y por lo tanto de la densidad del plasma, se observa en la región ecuatorial, en la parte del anochecer de la órbita (alrededor de 14:25 y 16:02 UTC), un fenómeno típico de la ionosfera que se conoce como la anomalía ecuatorial.
Las pruebas de vuelo inicial en el instrumento de DSLP se realizaron durante la fase de puesta en marcha de Proba 2 en la tercera y cuarta semana después del lanzamiento del satélite. La primera conexión con la unidad de procesamiento DSLP se estableció con éxito el 18 de noviembre de 2009, y los datos obtenidos en el centro de operaciones de la misión (Redu, Bélgica) confirmaron el buen estado de salud de todo el experimento. En los días siguientes, el equipo de DSLP verificó la funcionalidad y la adquisición de datos en todos los modos científicos de DSLP. Hasta ahora, ya más de 15 000 muestras de datos científicos fueron adquiridas incluyendo las actuales características de tensión de todos los segmentos DSLP y las mediciones eléctricas presentadas entre los dos sensores DSLP. El análisis científico de las mediciones preliminares DSLP muestra un buen acuerdo cualitativao con los modelos teóricos y las características plasmáticas son correspondientes a las propiedades predichas de los plasmas de la ionosfera.
Créditos: ESA / Academia de Ciencias de la República Checa.

Abriendo una ventana en la ionosfera

Aumentando el valor de Proba 2 en el estudio del clima espacial -que puede dañar los satélites, afectar a los astronautas sin protección y a la infraestructura eléctrica con base en tierra- el satélite combina la observación con la supervisión del contenido de plasma del espacio a su alrededor, que revela cómo la actividad solar puede influir en la ionosfera de la Tierra.
Proba 2 lo hace a través de dos instrumentos desarrollados por un consorcio de instituciones liderado por la Academia Checa de la República Checa de Ciencias, con un apoyo considerable del Centro de Investigación Espacial de ese país.

El instrumento DSLP (Sonda de Langmuir Dual Segmentada) a bordo de la nave espacial Proba-2 en las instalaciones de la sala blanca de Verhaert Space System en Kruibeke, Bélgica. Los dos sensores de la Sonda de Langmuir Dual Segmentada SLPA y SLPB (véanse los detalles en los cuadros de la izquierda) se montan en uno de los paneles solares desplegables. Señales amplificadas medidas en los sensores son guiadas por el arnés de color blanco en la DPU (unidad de procesamiento digital, vista en detalle en el marco de la derecha) que está alojado en la plataforma principal en el interior del cuerpo del satélite.
La DSLP es uno de los cuatro experimentos científicos a bordo del microsatélite Proba 2 de la ESA. El instrumento DSLP ha sido desarrollado y fabricado en la República Checa por un consorcio científico-industrial en el Programa PECS/PRODEX de ESA. El consorcio está liderado por el Instituto de Astronomía (Academia de Ciencias de la República Checa) con el soporte tecnológico e industrial facilitado por el Departamento de Apoyo Científico e Investigación del ESTEC/ESA (Noordwijk, Holanda) y la empresa Centro de Investigaciones Espaciales Checo (Brno, República Checa). Como parte del equipo de medición de plasma, el instrumento DSLP tendrá por objeto el estudio de propiedades características macroscópicas (por ejemplo, la densidad, la temperatura o la dinámica de flujo) de los plasmas de la ionosfera y, con el uso de las observaciones de SWAP y LYRA, tratará de identificar posibles irregularidades observadas en la conexión solar-terrestre relacionadas con fenómenos climáticos repentinos en el espacio. Un conocimiento completo del entorno de la ionosfera es importante desde muchos aspectos, no sólo científicos. Los eventos solares ntensos causan enormes tormentas geomagnéticas que representan un posible riesgo de daño para las comunicaciones y los sistemas de navegación por satélite, redes eléctricas de tierra y tuberías, o incluso los peligros de radiación para los seres humanos. El estudio detallado de los procesos de la ionosfera y sus relaciones con la meteorología espacial se convierte así en un problema considerable en las actividades de investigación actuales del espacio.
Créditos: ESA / Academia de Ciencias de la República Checa.

Tanto la Sonda de Langmuir Dual Segmentada (DSLP), como la Unidad de Medición de Plasma Térmico (TPMU), van a investigar en detalle el entorno cercano del satélite. "Nuestro objetivo es identificar irregularidades observadas en la ionosfera, con posibles conexiones solares-terrestres debido a los fenómenos repentinos del clima en el espacio", dijo Stepan Štverák, del Instituto Checo de Física Atmosférica, que forma parte del equipo de DSLP. "Los resultados preliminares son muy prometedores".

Ampliación de la serie de Proba

Proba-1, lanzado en octubre de 2001, estableció el principio de los pequeños satélites para las demostraciones de tecnología. Incluía instrumentos de control en tierra que tuvieron tanto éxito que la misión, todavía operativa, fue trasladada posteriormente a la Dirección de Observación de Tierra de la ESA.

Proporcionando frecuentes oportunidades de pruebas de vuelo de bajo costo para la industria europea, como parte del Programa de Tecnología de Soporte General de la Agencia (SGPC), la serie de Proba está lista para continuar. Proba 3 será una nave espacial doble para estudiar la corona solar, mientras testea con precisión las técnicas de vuelo. Proba-V contará con una versión en miniatura del sensor de Vegetación que vuela actualmente en el satélite principal SPOT-5 de de Francia.

Fuente:
Technology-testing Proba-2 opens new eye on the Sun

Créditos:
Salvo indicación en contrario las imágenes pertenecen a ESA.

El nivel del mar ha estado subiendo y bajando en los útimos 2.500 años

El nivel del mar en Israel ha estado creciendo y decreciendo en los últimos 2.500 años, con una diferencia de un metro entre los niveles más altos y más bajos, la mayoría de las veces por debajo del nivel actual. Esto se ha demostrado en un nuevo estudio supervisado por el Dr. Dorit Sivan, Jefe del Departamento de Civilizaciones Marítimas en la Universidad de Haifa. "El nivel del mar sube y baja durante períodos relativamente cortos, no dan testimonio de una tendencia a largo plazo. Aún es pronto para concluir que los aumentos en el nivel del mar, a corto plazo, sean un curso ya establecido que no tendrá un cambio de dirección", explica el Dr. Sivan.

Las ruinas del palacio del Temple en Acre, uno de los sitios en los que este estudio se llevó a cabo. Crédito: Amir Yurman, Director del Instituto Leon Recanati para Estudios Marítimos, Taller en la Universidad de Haifa, cortesía de la Universidad de Haifa

El nivel del mar es uno de los fenómenos que tienen mayor influencia sobre la humanidad: el crecimiento del mar no sólo inunda las regiones del litoral, sino que también provoca la salinización de las aguas subterráneas, los efluentes inundados, la destrucción acelerada de la costa, y otros daños.

Según el Dr. Sivan, los cambios en el nivel del mar pueden atribuirse a tres causas principales: la causa mundial -el volumen de agua en el océano, que refleja la masa de las capas de hielo y se relaciona con el calentamiento global o el enfriamiento-, la causa regional -el movimiento vertical de la superficie de la tierra, que suele estar relacionado con la presión ejercida sobre la superficie por el hielo-, y la causa local -la actividad tectónica vertical-. Ya que Israel no está cerca de los casquetes de hielo antiguo y que la actividad tectónica a lo largo de la costa mediterránea es insignificante en estos períodos, se puede concluir que los cambios drásticos en el nivel del mar de Israel se refieren principalmente a los cambios en el volumen de agua.

En el presente estudio, a la luz de estudios anteriores, el estudiante de investigación Ayelet Toker y el Dr. Sivan, se propusieron examinar el nivel del mar de Israel en los últimos 2.500 años, sobre la base de datos deducidos de muchos hallazgos arqueológicos costeros. Se hizo una selección cuidadosa de los resultados que han sido fiables y precisos al ser fechados, y el estudio primero se centró en los hallazgos que fueron excavados por la Autoridad de Antigüedades en Acre, en la época de los cruzados. Estos revelaron que el nivel del mar durante el período de los cruzados -sólo hace 800 años- fue unos 50 a 90 centímetros más bajo que el nivel del mar actual. Apreciaciones de la misma época en Cesárea y Atlit han reforzado esta conclusión. Cuando se examinaron los sitios adicionales de los períodos antes y después del período de los cruzados, se reveló que se han producido importantes fluctuaciones en el nivel del mar: durante el periodo helenístico, el nivel del mar era de aproximadamente 1,6 metros por debajo de su nivel actual; en la época romana el nivel era casi similar al de hoy; el nivel comenzó a descender de nuevo durante la época musulmana antigua, y continó cayendo hasta alcanzar el mismo nivel que tenía durante la época de los cruzados, pero en unos 500 años volvió a aumentar, y alcanzó unos 25 centímetros más bajo que el nivel de hoy en el comienzo del siglo 18.

"Durante el siglo pasado, hemos sido testigos del nivel del mar en Israel fluctuando con casi 19 centímetros entre los niveles máximo y mínimo. Durante los últimos 50 años el nivel del mar de Israel subió 5,5 centímetros, pero también hubo períodos en que aumentó 10 centímetros en 10 años. Dicho esto, aún subas y bajas agudas en períodos cortos no dan testimonio de las tendencias a largo plazo. Una observación del nivel del mar durante cientos y miles de años, demuestra que lo que parece ser un fenómeno de hoy es como una cuestión a la que podemos calificar de "nada nuevo bajo el sol", concluye el Dr. Sivan.

Fuente:
The sea’s ups and downs (Universidad de Haifa).

Ya tiene blog propio Guillermo Abramson!

Guillermo Abramson es físico y trabaja en el Instituto Balseiro de Bariloche, además de tener una página mínima de referencia (Abramson) sostenía (y sigue vigente) una excelente, activa e interesante página en el sitio del Instituto Balseiro, titulada Año Internacional de la Astronomía 2009 en el Instituto Balseiro, en la que cubría actividades, novedades, recomendaciones y recursos, no solamente vinculados al IYA 2009.

Pero para apasionados del tema, al menos para mí, que nunca estoy satisfecho y quiero más, esa página me dejaba con las ganas. Ahora todos nos podemos dar el gusto de tener "Full Abramson": desde el 13 de enero tiene blog propio, y como no podía ser de otra manera, se llama ""En el cielo las estrellas" y bajo ese título, que ya me está poniendo sentimental, porque me recuerda la infancia y el colegio (cuando justamente yo empezaba a sentir interés por la astronomía), aclara: Una visión personal del universo y de la astronomía"

Este es el texto del primer post del blog, correspondiente al 13 de enero de 2010:

"Bienvenidos
Bienvenidos a En el cielo las estrellas. Aquí publicaré notas relacionadas con la astronomía, desde la actividad de observación aficionadas hasta notas históricas o científicas.

Al principio, parte del material recuperará las notas publicadas en el sitio web de celebración del Año Internacional de la Astronomía 2009 en el Instituto Balseiro, AIA2009-IB. Con el tiempo irá creciendo con material nuevo."

Que pasa este mes en el LHC, el Gran Colisionador de Hadrones

Durante la actual "parada técnica", los equipos en el CERN están preparando el Gran Colisionador de Hadrones para reiniciarlo a energías más altas en febrero. Se están sustituyendo cerca de 4.000 conectores en el sistema de detección de enfriamiento; se están testeando los componentes del nuevo sistema de protección por enfriamiento para llevarlo a su total funcionalidad; y se está realizando el mantenimiento en el detector CMS.

A finales del año pasado, se realizaron las primeras colisiones de protones en el LHC del CERN en niveles récord de energía. El 16 de diciembre, el colisionador fue cerrado para que los equipos puedan preparar la máquina para correr a energías aún mayores en 2010. Entonces, ¿qué están haciendo científicos, ingenieros y técnicos en el CERN durante esta "parada técnica" de aproximadamente dos meses de duración?
El objetivo de las muchas actividades que tienen lugar durante la parada técnica es preparar el LHC para acelerar haces a una energía de 3,5 TeV (3,5x10¹²eV). Las tres tareas principales son la sustitución de alrededor de 4000 conectores en el sistema de detección de enfriamiento, el testeo de los componentes del nuevo sistema de protección por enfriamiento para llevarlo a su total funcionalidad; y el mantenimiento en el detector CMS.

Los imanes superconductores del LHC se mantienen a una temperatura muy baja, cercana al cero absoluto, de 1,9 K, para poder alcanzar las altas corrientes necesarias para actuar rápido sobre la trayectoria de las partículas. A una energía del haz de 3,5 TeV, fluirá una corriente de 6000 amperios a través de los imanes de flexión principales del LHC, los dipolos. Un enfriamiento se produce cuando parte del cable superconductor dentro de un imán se calienta y ya no puede conducir la electricidad sin resistencia. La primera línea de defensa es la detección mediante un complejo sistema electrónico que monitorea los imanes y la tecnología de los alrededores.
Una de las tareas principales de la parada técnica es la sustitución de algunos conectores en los 250 km de cable de alto voltaje del nuevo sistema de detección de enfriamiento. Los conectores, inicialmente instalados en 2009, están siendo reemplazados después que se descubrió que se dañan fácilmente si los cables están flexionados.

Una vez que se detecta un enfriamiento, la energía almacenada debe ser canalizada de manera segura lejos del imán. El nuevo sistema de protección de enfriamiento, instalado en noviembre, incluye cerca de 10.000 nuevos cables diseñados para desconectar la corriente en sectores específicos del LHC en el evento de extinción. El sistema de actualización también incorpora una mejor programación y la electrónica necesaria para detectar apagados. El software y equipos para este sistema se está probando durante esta parada técnica para asegurar que todo funciona correctamente para las energías máximas con que se trabajará este año.

La principal tarea de la última parada actual consiste en sustituir 272 porciones que se corroen dentro de las tapas del yugo del detector CMS, que estaban causando que las líneas de refrigeración del detector de agua fallaran.

La parada técnica debe ser completada a mediados de febrero, y se espera el regreso del haz en el LHC poco después.

Para más detalles, se pueden leer los artículos en el Boletín de CERN o en el CMS Times, o ver el episodio de hoy del LHC News, que se centra en el sistema de protección de amortiguación.

Fuente:
This month at the LHC (Daisy Yuhas, Symmetry Breaking)

Imagen:
Tunel del acelerador del LHC. Crédito: CERN.

La ciencia con humor: Luna llena

Si desea ver más humor gráfico de mi propia mano, sobre temas de ciencia, astronomía incluida, puede visitar mi blog La ciencia con humor

NOvA: un experimento con neutrinos que busca resolver grandes misterios astrofísicos

Los físicos podrán ver los datos tan pronto como a fines del verano boreal a partir del prototipo para un experimento científico de 278 millones de dólares en el norte de Minnesota, que está siendo diseñado para encontrar pistas sobre algunos misterios fundamentales del universo, incluida la materia oscura.

El factor humano: la colaboración NOνA consta de 180 científicos e ingenieros de 28 instituciones. Esta foto fue tomada en el Laboratorio Nacional Argonne, en abril de 2009. Crédito: Fermilab.

Pero podrían pasar años antes de que el más grande detector de neutrinos de Estados Unidos responda a las preguntas más profundas que actualmente importan a los científicos.

La construcción está en marcha ahora sobre un detector de 220 toneladas, que es el "prototipo de integración" del detector mucho mayor de 14.000 toneladas. Ambos son parte de NOVA (NuMI Off-Axis νe Appearance), un proyecto de cooperación del Laboratorio Nacional del Acelerador Fermi del Departamento de Energía (DOE), cerca de Chicago y de la Escuela de Física y Astronomía de la Universidad de Minnesota. El proyecto, en última instancia, puede ayudar a la comprensión de temas como la materia y la materia oscura, cómo se formó y evolucionó el universo y los actuales acontecimientos astrofísicos.

Un agujero de20 por 110 metros en el suelo, es el contorno del futuro detector NOvA en Minnesota. Foto: Fermilab

El DOE dio su aprobación el 29 de octubre de 2009 del "inicio de la construcción completa" como parte del Acta de Reinversión y Recuperación. Hay 180 científicos e ingenieros de 28 instituciones de todo el mundo colaborando en NOvA.
Alrededor de 40 científicos de la colaboración internacional se reunieron ente el 8 y el 10 de enero en la Southern Methodist University (SMU) en Dallas. La reunión es la primera para la colaboración desde la aprobación del DOE, dijo John Cooper, director del proyecto NOvA en Fermilab.

La colaboración de científicos escuchará las presentaciones técnicas de unos y otros durante la reunión de tres días en la SMU, que perfeccionará el diseño de NOVA, incluyendo los detalles técnicos de software, hardware y de calibración, dijo Thomas Coan, profesor asociado del Departamento de Física de SMU y científico en el equipo de colaboración.

El prototipo de integración, conocido como el Detector de Proximidad, debido a que está en el Fermilab, y el detector mayor, conocido como el Detector Lejano, por estar más lejos de Fermilab, son esencialmente cientos de miles de tubos de plástico que encierran una enorme cantidad de aceite mineral altamente purificada. El objetivo es detectar esa importante partícula subatómica fundamental llamada "neutrino", y comprender mejor su naturaleza. NOvA, cuando se complete la construcción, será el mayor experimento de neutrinos en los Estados Unidos.

Detectores de NOvA mostrando los planos de la alternancia vertical y horizontal de los módulos de PVC. Foto: Fermilab.

"El prototipo de detector tiene dos objetivos", dijo Cooper. "En primer lugar sirve como un prototipo de integración que nos obliga a encontrar todos los problemas en un dispositivo real, y en segundo lugar se convertirá en el Detector de Proximidad en el Fermilab."
El prototipo de integración se efectuará sobre la superficie del Fermilab para funcionar a partir de finales del verano (boreal) de 2010, dijo Cooper. Luego, en 2012 se moverá 90 metros bajo tierra para convertirse en el Detector Cercano, dijo. La construcción del proyecto del Detector Lejano comenzó en junio, cerca de Ash River, Minnesota. El detector debería ser plenamente operativo en septiembre de 2013, según el Fermilab.

Siendo una partícula fundamental difícil de observar y que viaja sola, el neutrino tiene poca o ninguna masa, por lo que rara vez interactúa con otras partículas.

Los neutrinos son omnipresentes en todo nuestro universo. Ellos se produjeron durante el Big Bang, y muchos de ellos están todavía ahí. Los nuevos se crean constantemente también, a través de fenómenos naturales como la fusión en el núcleo del sol, o del decaimiento (descomposición) de elementos radiactivos en el manto de la Tierra, así como cuando el acelerador de partículas en el Fermilab intencionalmente colisiona protones en láminas de carbono.

La cantidad que produce nuestro Sol es de tal magnitud, que cientos de miles de millones de ellos están pasando a través de nuestros cuerpos cada segundo a la velocidad de la luz, dijo Coan. Se espera que el nuevo detector pueda resolver las cuestiones que rodean a los tres tipos de neutrinos -electrónico, muónico y de tauónico- y su "cambio" (más exactamente oscilación) de un tipo a otro a medida que viajan (por ejemplo desde el sol a nuestro planeta), dijo.

Los científicos analizarán, en los nuevos detectores, los datos del haz de neutrinos del Fermilab, para observar la evidencia de presencia de neutrinos, cuando las partículas rápidas y ligeras de vez cuando choquen contra el núcleo de carbono en el aceite del detector de centelleo, causando una explosión de destellos de luz, dijo Coan.

NOvA está buscando la oscilación más difícil, la del neutrino tipo muón (muónico) al neutrino tipo electrón (electrónico), dijo Cooper

Traducción libre, ampliada y corregida de:
• Neutrino data to flow in 2010; SMU hosts NOvA scientists (SMU Research)