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Etiqueta: NASA

Robot Curiosity encontró nitrógeno en Marte

Curiosity encontró en Marte nitrógeno fijado en sedimentos, «un nuevo paso en la valoración de la habitabilidad de este planeta, ya que el nitrógeno es un elemento imprescindible para la vida». Estos resultados sugieren que Marte albergó un ciclo de nitrógeno en algún momento de su evolución como planeta.

Presencia extendida

La presencia de nitrógeno ha sido verificada mediante el instrumento SAM (Sample Analysis at Mars) con muestras tomadas en tres sitios diferentes, ha informado el CSIC en una nota de prensa. Dos de ellas provienen de perforaciones realizadas en la roca bautizada durante la misión como Sheepbed, en la bahía de Yellowknife, un lugar donde en algún momento se cree que existieron lagos y ríos. La tercera muestra proviene de un depósito de arena representativo del polvo de Marte.

Francisco Javier Martín Torres, del Instituto Andaluz de Ciencias de la Tierra (centro mixto del CSIC y la Universidad de Granada), explicó que la disponibilidad de nitrógeno bioquímico útil, junto con las condiciones que «creemos que existieron en Marte y la posible presencia de compuestos orgánicos en su suelo, reflejan un escenario potencialmente habitable para algún tipo de ser vivo en el pasado».

¿Vida marciana?

En cuanto a si podría existir vida en Marte actualmente, tanto en el subsuelo como en la superficie, la existencia de nitrógeno fijado es un factor a tener en cuenta porque es un elemento imprescindible en la síntesis de moléculas de la vida tan importantes como las proteínas, el ARN y el ADN, ha detallado este investigador. No obstante, según este estudio, en Marte no se conoce un mecanismo que haga que el nitrógeno fijado regrese a la atmósfera y que mantenga el ciclo del nitrógeno como sí ocurre en la Tierra. Por ello, los investigadores sugieren que si alguna vez existió vida en la superficie de Marte no tuvo una presencia generalizada por todo el planeta, aunque esto deberá ser contrastado con estudios posteriores.

¿Pueden las plantas crecer en la luna? La NASA planea una misión el 2015

Traducido por Ronal Zepeda para SETI.CL

Crédito: NASA
Crédito: NASA

La NASA tiene previsto lanzar un importante experimento que implica el cultivo de plantas en la Luna. La fecha prevista es 2015, cuando la agencia depositará plantas en la superficie de nuestro satélite. La iniciativa está siendo impulsada por el equipo de Crecimiento Vegetal en Habitat Lunar. Intentarán utilizar contenedores del tamaño de un tarro de café, diseñados para proteger a las plantas contra las inclemencias del clima, también tendrán cámaras, sensores y electrónica con el fin de transmitir información acerca de cómo se ambientan y crecen.

El plan de NASA es «Desarrollar una cámara de crecimiento sellado muy simple, que pueda soportar la germinación en un periodo de cinco a diez días en una nave espacial en la Luna».

¿Que intentará cultivar NASA? Los recipientes contendrán Nabo, Albahaca y Arabidopsis. Este último se utiliza a menudo en la investigación vegetal; Simon Gilroy, profesor de botánica de la Universidad de Wisconcin-Madison, se ha referido a la Arabidopsis como «El ratón de laboratorio en la biología de las plantas.»

¿Sobrevivirán estas formas de vida en la superficie Lunar? El plan de NASA es encontrar respuestas cuando este «habitat autónomo», que tiene una masa de aproximadamente 1 Kg y que sería una carga útil comercial en un módulo de aterrizaje Lunar, este en la Luna. Como se llega ahí es otra parte importante de la historia, porque NASA está aprovechando un evento paralelo para ahorrar costes de forma significativa.

¿Cómo podemos enviar pronto plantas a la Luna?. «Haciendo dedo». Gracias a Google, hay muchos paseos posibles a la Luna en un futuro próximo, con empresas de naves espaciales comerciales que compiten para obtener el premio «Google Lunar X-Prize» el 2015, según la NASA. (El premio en referencia es un incentivo para aterrizar de forma segura en la Luna, con el fin de ganar el dinero del premio, una empresa privada debe aterrizar de esta forma, viajar 500 metros por sobre, debajo o en la Superficie Lunar y enviar de vuelta dos «mooncast» a la Tierra, según Google. Los equipos también pueden competir por premios creando artefactos de exploración lunar o incluso sobrevivir a la noche Lunar, pueden obtener también premios en dinero completando algunos de estos hitos previamente, en la Tierra como en el espacio. Todo debe estar completado para el 31 de Diciembre de 2015).

En cuanto al proyecto de plantas de la NASA, luego del aterrizaje, se añadirá agua a las semillas en el módulo -un evento programado liberará una reserva de agua, empapando un filtro de papel e iniciando la germinación de las semillas. El aire en el recipiente sellado, sería el adecuado para el crecimiento de las plantas por más de cinco días. El crecimiento será monitoreado desde cinco a diez días y comparados con Controles de referencia en la Tierra. Las plantas serán fotografiadas en intervalos. Según NASA, «Queremos utilizar la luz natural del Sol en la Luna como fuente de iluminación para la germinación de la planta como una primera demostración de utilización de recursos in situ (ISRU).»

Nasa cree que el esfuerzo rendirá frutos en dos frentes, el conocimiento acerca de las plantas y un conocimiento más amplio acerca de las posibilidades de la vida en la Luna. La información sobre las plantas puede ayudar a NASA a comprender mejor si los humanos pueden vivir o trabajar en la Luna. En palabras de NASA: «¿Pueden los humanos vivir y trabajar en la Luna? No solo visitarla por unos pocos días, sino que quedarse por décadas?. Un primer paso para la presencia a largo plazo es enviar plantas. Las plantas recién germinadas pueden ser tan sensibles como el humano en relación a condiciones ambientales, a veces incluso más. Ellas contienen material genético que puede ser dañado tal como sucedería en humanos. Ellas pueden testear el entorno Lunar por nosotros y actuar como un «Canario en un mina de carbón».

Para más información: www.nasa.gov/centers/ames/cct/office/cif/2013/lunar_plant.html

 Fuente

by Nancy Owano.

 

Programa del Instituto SETI – Exo planetas

Usted puede ser único ¿pero qué tan único es su planeta hogar? La sonda espacial Kepler ha descubierto miles de candidatos planetarios, muy lejos de nuestro sistema solar. Algunos podrían ser habitables y posiblemente similares a la Tierra. Pero ahora una falla en un instrumento de dirección podría llevar a un abrupto final a este telescopio pionero de la búsqueda de nuevos mundos.

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Pero Kepler tiene un masivo legado de información aún por estudiar. Muchos nuevos mundos indudablemente serán encontrados dentro de estos datos. Escuche por qué el astrónomo que ha descubierto un gran número de exoplanetas, tiene esperanza de encontrar vida extraterrestre, y conocer la siguiente generación de instrumentos para cazar planetas.

Tambien «¿mundos extraños? ¡esa fue nuestra idea!» Escritores de ciencia ficción reclaman las primeras reflexiones sobre locales planetarios exóticos. Y el biógrafo de Magallanes y Colón describe los peligros de la caza de nuevos mundos hace cinco siglos.

Invitados:

ALMA revela el funcionamiento de un sistema planetario cercano

Esta nueva imagen muestra el anillo de polvo alrededor de la brillante estrella Fomalhaut visto por el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA). La zona azul muestra una imagen anterior obtenida con el telescopio espacial Hubble de NASA/ESA. La nueva imagen de ALMA ha dado a los astrónomos una información fundamental para dar un paso adelante en el conocimiento de un sistema planetario cercano y ha proporcionado claves importantes sobre cómo este tipo de sistemas se forman y evolucionan. Véase que ALMA tan solo ha observado parte del anillo. Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO). Visible light image: the NASA/ESA Hubble Space Telescope

ALMA, aún en construcción, ha dado a los astrónomos una información fundamental para dar un paso adelante en el conocimiento de un sistema planetario cercano y ha proporcionado claves importantes sobre cómo este tipo de sistemas se forman y evolucionan. Utilizando el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), los astrónomos han descubierto que los planetas que orbitan la estrella Fomalhaut deben ser mucho más pequeños de lo que se pensaba en un principio. Este es el primer resultado científico de ALMA publicado en su primer periodo abierto de observaciones, abiertas a astrónomos de todo el mundo.

El descubrimiento ha sido posible gracias a las imágenes extremadamente precisas que ALMA obtuvo de un disco o anillo de polvo que orbita Fomalhaut, que se encuentra a unos 25 años luz de la Tierra. Esto ayuda a resolver una controversia surgida tras los datos obtenidos por investigadores que estudiaron anteriormente este sistema. Las imágenes de ALMA muestran que, tanto el borde exterior como el interior del fino disco de polvo, tienen cantos muy definidos. Este hecho, combinado con las simulaciones hechas por ordenador, llevó a los investigadores a la conclusión de que las partículas de polvo en el disco se mantienen dentro del mismo por el efecto gravitatorio de dos planetas — uno que se encuentra más cerca de la estrella que el propio disco y otro más alejado.

Sus cálculos también indicaban el posible tamaño de los planetas — más grandes que Marte pero no mayores que unas cuantas veces el tamaño de la tierra. Esto implica un tamaño mucho menor al inicialmente planteado por los astrónomos. En 2008, una imagen del Telescopio Hubble de la NASA/ESA reveló el planeta interior -que se creía mayor que Saturno, el segundo planeta más grande de nuestro Sistema Solar-. Sin embargo, observaciones realizadas posteriormente con telescopios infrarrojos no lograron detectar el planeta.

Esto llevó a algunos astrónomos a dudar de la existencia del planeta captado en la imagen del Hubble. La imagen del rango óptico obtenida por el Hubble también detectó granos de polvo muy pequeños que eran empujados hacia el exterior por la radiación de la estrella, emborronando así la estructura del disco de polvo. Las observaciones de ALMA, en longitudes de onda mayores que las del rango visible, detectaron granos de polvo más grandes — de alrededor de un milímetro de diámetro — que no eran empujadas por la radiación estelar. Revelan claramente los marcados bordes del disco y su estructura en forma de anillo, lo cual indica el efecto gravitatorio ejercido por dos planetas.

Las partículas del anillo de polvo se mantienen en su interior debido a interacciones gravitatorias con los planetas. El planeta del interior, que se mueve más rápido, transfiere energía a las partículas de polvo, empujándolas hacia el exterior, a una zona más profunda del interior del anillo. El planeta de la zona más externa, con un movimiento más lento, resta energía a las partículas, provocando que caigan hacia el interior. Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/B. Saxton

«Combinando las observaciones de ALMA de la forma del anillo con los modelos hechos por ordenador, podemos poner límites muy precisos a las masas y las órbitas de cualquier planeta que esté cerca el anillo,» afirma Aaron Boley (un Sagan Fellow de la Universidad de Florida, EE.UU.) quien ha liderado este estudio. «Las masas de estos planetas deben ser pequeñas; de otro modo los planetas habrían destruido el anillo,» añadió. Los científicos afirman que el pequeño tamaño de los planetas explica por qué las observaciones llevadas a cabo con anterioridad en el rango infrarrojo no pudieron detectarlos.

Las investigaciones de ALMA demuestran que la anchura del anillo es de unas 16 veces la distancia del Sol a la Tierra, y su grosor es de tan solo una séptima parte de su anchura. «El anillo es incluso más estrecho y fino de lo que se pensaba en un principio,» afirmó Matthew Payne, también de la Universidad de Florida.

El anillo está a una distancia de su estrella equivalente a 140 veces la distancia Sol-Tierra. En nuestro propio Sistema Solar, Plutón se encuentra unas 40 veces más lejos del Sol que la Tierra. «Debido al pequeño tamaño de los planetas que se encuentran cerca de este anillo y a la gran distancia que los separa de su estrella, están entre los planetas más fríos orbitando una estrella normal encontrados hasta el momento,» añadió Aaron Boley.

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Los científicos observaron el sistema Fomalhaut en septiembre y octubre de 2011, cuando solo una cuarta parte de las 66 antenas de ALMA estaba disponible. Cuando se finalice la construcción el próximo año, el sistema completo será mucho más efectivo. Incluso en esta etapa inicial (Early Science phase), ALMA ha sido lo suficientemente potente como para revelar la secreta estructura que había permanecido oculta a los anteriores observadores de ondas milimétricas.

«Puede que ALMA esté aún en construcción, pero ya es el telescopio más potente de su tipo. Esto es solo el principio de una nueva y emocionante era en el estudio de la formación de discos y planetas en torno a otras estrellas», concluye el astrónomo de ESO y miembro del equipo Bill Dent (ALMA, Chile).

El Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), una instalación astronómica internacional, es una colaboración entre Europa, América del Norte y Asia Oriental en cooperación con la República de Chile. ALMA está financiado en Europa por ESO, en América del Norte por la fundación Nacional de Ciencia de los Estados Unidos (NSF) en cooperación con Consejo Nacional de Investigación de Canadá (NRC) y el Consejo Nacional de Ciencias (NSC) de Taiwán; y en Asia Oriental por el Instituto Nacional de Ciencias Naturales de Japón (NINS) en cooperación con la Academia Sinica (AS) de Taiwán. La construcción y operaciones de ALMA en Europa están lideradas por ESO; en América del Norte por el National Radio Astronomy Observatory (NRAO), gestionado por Associated Universities, Inc. (AUI); y en Asia Oriental por el Observatorio Astronómico Nacional de Japón (NAOJ). El Joint ALMA Observatory (JAO) proporciona al proyecto la unificación tanto del liderazgo como de la gestión de la construcción, puesta a punto y operación de ALMA.

Fuente: ESO

¿Qué tan difícil es caminar en la Luna?

¿Qué tan difícil es caminar en la Luna?

Como podemos ver en la siguiente recopilación de imágenes de las misiones Apollo, parece que es bastante difícil.

La explicación básica está en los trajes espaciales (que entre otras cosas no han cambiado mucho en los últimos 40 años). Estos son demasiado rígidos y no permiten mucha movilidad de las extremidades, también la mochila donde están los equipos de supervivencia es lo bastante pesada como para cambiar el centro de gravedad hacia la parte trasera y afectar el equilibrio de los Astronautas.

PD: ¿Qué tan divertido es ver a los Astronautas caer de narices?

Curso de Radioastronomía básica del Jet Propulsion Laboratory (JPL). Capítulo 6.

Traducido al español por Consuelo González para Seti.cl

Fuentes de Emisiones de Radiofrecuencia

Objetivos: Al completar este capítulo, usted será capaz de definir y dar ejemplos de una «fuente puntual», una «fuente localizada» y una «fuente extendida» de emisiones de radiofrecuencia (RF); distinguir entre la radiación de «primer plano» y la de «fondo», describir la fuente teórica de la «radiación cósmica de fondo»; describir lo que es una «radioestrella», una estrella «variable», y un «púlsar»; explicar por qué los púlsares a veces son referidos como relojes estándar; describir la relación entre la desaceleración del giro de un púlsar y su edad, describir lo que son las «galaxias normales» y las «radiogalaxias»; describir las características generales de las emisiones de Júpiter, Io, y el «plasma torus» de este satélite, describir el impacto de la interferencia en las observaciones de radioastronomía; y describir las principales fuentes de interferencias naturales y de aquellas hechas por los humanos.

El Radiotelescopio de Goldstone Apple Valley (GAVRT en inglés). Créditos: NASA.

Clasificación de la Fuente

La radiación cuya dirección puede ser identificada se dice que procede desde una fuente discreta. Una fuente discreta a menudo se puede asociar con un objeto visible (ya sea a simple vista o a través de un telescopio óptico). Por ejemplo, una estrella o un pequeño grupo de estrellas visto desde la Tierra son fuentes discretas. Nuestro Sol es una fuente discreta, y un quásar también lo es. Sin embargo, la definición de ‘discreta’, además de los otros términos utilizados para describir la extensión de una fuente, a menudo depende del tamaño del haz de la antena del radiotelescopio utilizado en la observación.

Las fuentes discretas pueden ser además clasificadas como fuentes puntuales, fuentes localizadas y fuentes extendidas.

Una fuente puntual es una idealización. Se define como una fuente que subtiende a un ángulo infinitamente pequeño. En realidad todos los objetos subtienden al menos a un ángulo muy pequeño, pero a menudo es matemáticamente conveniente para los astrónomos considerar a las fuentes de muy pequeña extensión como fuentes puntuales. Los objetos que parecen ser más pequeños que el tamaño del haz del radiotelescopio suelen llamarse objetos sin resolver y pueden ser efectivamente tratados como fuentes puntuales. Una fuente localizada es una fuente discreta de extensión muy pequeña. Una estrella se puede considerar como una fuente localizada.

Los emisores de radiación que cubren una parte relativamente grande del cielo son llamados fuentes extendidas. Un ejemplo de una fuente extendida de radiación es nuestra galaxia, la Vía Láctea, o su centro galáctico (llamado Sagitario A) en el cual las emisiones de radiación son más intensas.

Una analogía óptica a la fuente extendida sería la vista de una gran ciudad en la noche desde un avión a unos 10 km de altura. Todas las luces de la ciudad tenderían a mezclarse en una aparentemente única y extensa fuente de luz. Por otra parte, un reflector visto desde la misma altura sobresaldría como un único objeto, de forma análoga a una fuente localizada o puntual.

Los términos localizado y extendido son relativos y dependen de la precisión con la que el radiotelescopio observa para poder determinar el origen de la radiación.

La radiación de fondo es una radiación de radiofrecuencia que se origina desde más lejos que el objeto de estudio, mientras que la radiación de primer plano es la que se origina desde un punto más cercano que el del objeto estudiado. Si un astrónomo está estudiando una estrella cercana específica, la radiación que proviene desde la Vía Láctea puede ser considerada no sólo como una fuente extendida, sino que también como una radiación de fondo. O, si se trata de una galaxia distante que está siendo observada, la Vía Láctea puede ser considerada como una molesta fuente de radiación en primer plano. Las radiaciones de fondo y de primer plano pueden consistir en las emisiones combinadas de muchas fuentes discretas o puede ser una distribución de radiación más o menos continua de nuestra galaxia.

La radiación cósmica de fondo, por otro lado, se presume que permanece como un resplandor moribundo del big bang. Se observó por primera vez por Arno Penzias y Robert Wilson en 1965. (Ganaron un premio Nobel por su descubrimiento en 1978). Como fue discutido en el Capítulo 3, la mayor parte de la radiación de fondo tiende a ser de origen no-térmico. La radiación cósmica de fondo, sin embargo, es térmica.

En el grupo de imágenes a continuación (del Observatorio Griffith y del JPL), se muestra todo el cielo en longitudes de onda de (a) radio, (b) infrarrojo, (c) visible, y (d) rayos X . Cada ilustración muestra a la Vía Láctea extendiéndose horizontalmente a través de la imagen. Es evidente que las longitudes de onda de radio nos dan una imagen muy diferente de nuestro cielo.

Fuentes Estelares

Muchos miles de objetos estelares visibles han sido descubiertos también como fuertes emisores de radiación de radiofrecuencia. Todas esas estrellas pueden ser llamadas radioestrellas.

Es útil en la discusión acerca de los tipos de estrellas y en las actividades educativas para analizar la evolución estelar. Para una discusión acerca del nacimiento, madurez, vejez y muerte de las estrellas, por favor, leer los capítulos 20-22 del libro Universe, de William J. Kaufmmann III, o los Capítulos 28-30 en el libro Abell’s Exploration of the Universe, de David Morrison , Sidney Wolff, y Andrew Franknoi.

Estrellas Variables

Las estrellas no brillan uniformemente todo el tiempo. Las estrellas que muestran cambios significativos en su brillo durante períodos de corta duración, y que los seres humanos podemos percibir, son de gran importancia para la astronomía debido a lo que podemos deducir de esos cambios. Y afortunadamente para la radioastronomía, se ha descubierto que las estrellas cuya potencia de radiación visible varía en períodos cortos, ya sea de forma regular o irregular, tienen las correspondientes variaciones en su potencia de emisiones de radiofrecuencia.

Algunas estrellas variables, tales como las Cefeidas, son absolutamente regulares en sus cambios cíclicos, que van desde unos pocos días a unas pocas semanas. Se ha encontrado que las estrellas con períodos regulares más largos son siempre más luminosas (emiten más energía) que aquellas con períodos regulares cortos. Las estrellas variables con períodos muy cortos (1,25 a 30 horas) son llamadas variables RR Lyrae. Ninguna de estas variables de período corto es lo suficientemente brillante como para verse a simple vista. Debido a que la luminosidad intrínseca de las Cefeidas y RR Lyrae, las cuales poseen períodos similares que sirven para realizar comparaciones, pueden ser utilizadas para calcular distancias interestelares e inclusive intergalácticas.

Otras estrellas variables tienen períodos mucho más largos, son menos regulares en sus ciclos y varían por una magnitud mucho mayor. Éstas se llaman variables semi-regulares. La gigante roja Betelgeuse en la constelación de Orión es un ejemplo. Ninguna relación período-luminosidad se ha encontrado en este tipo de estrellas variables.

Las variables irregulares no tienen un conjunto de períodos en absoluto. Por lo general, son estrellas jóvenes y su luminosidad puede variar en un rango muy amplio.

Las estrellas eruptivas son tenues enanas rojas (más viejas y débiles que las enanas blancas) que exhiben aumentos repentinos de brillo a lo largo de un período de unos pocos minutos debido a la intensa actividad de sus erupciones, y desvaneciéndose de nuevo a su brillo normal en una hora más o menos. Estrellas típicas de este tipo lo son UV Ceti y AD Leonis.

Las estrellas binarias (o dobles) pueden producir al parecer una radiación que varía regularmente si las dos estrellas se eclipsan entre sí la una a la otra en sus órbitas. Además, las emisiones de radio de las estrellas binarias son más comunes que la de las estrellas individuales. La interacción entre los vientos estelares y sus magnetosferas, los arcos de choque, y los efectos de mareas pueden contribuir a las condiciones que producen sus emisiones de radiofrecuencia.

Púlsares

A veces, cuando una estrella se convierte en supernova, todo lo que queda después del más violento de los procesos es una nube de gas en expansión y un pequeño remanente de un material extremadamente denso de sólo unas pocas decenas de kilómetros de diámetro. La implosión de una supernova es tan intensa que los protones y los electrones de los átomos de la estrella quedan amontonados, cancelando sus cargas eléctricas y formando neutrones. ¡Esta estrella de neutrones puede ser 1.014 veces más densa que el agua! Tiene campos magnéticos extremadamente potentes y puede rotar muy rápidamente. Debido a que el eje magnético puede no corresponderse con el eje de rotación, un haz de radiación emitida por los polos magnéticos puede parecer para un observador como un faro giratorio pulsante. Así es que, a estas estrellas de neutrones en rotación, las llamamos púlsares. Aunque algunas de estas estrellas son vistas en frecuencias visibles y de rayos X, muchas más se ven en frecuencias de radio.

Desde 1967, cuando el primer púlsar fue detectado por Jocelyn Bell, cientos de estrellas de este tipo han sido descubiertas. El púlsar del Cangrejo gira 30 veces por segundo, mientras que el púlsar 1937+21 en Cygnus lo hace 642 veces por segundo. Recibimos esta emisión en la Tierra como si fuera una señal producida por un reloj cósmico. Durante el breve período que hemos estado observándolos, sin embargo, todos estos parecen estar desacelerándose, ya que su energía se disipa con la edad. Después de la corrección de este efecto, algunos púlsares de milisegundos son al menos tan precisos en cronometraje como los mejores relojes atómicos. La velocidad a la que los púlsares se desaceleran ha sido útil para confirmar aspectos de la teoría de la relatividad general de Eintein. Además, la sincronización en los púlsares puede ser útil en determinar las propiedades del medio interestelar.

Nuestro Sol

La mayor fuente extraterrestre en radio que experimentamos aquí en la Tierra es nuestra propia estrella. El Sol es una estrella muy común – ni muy grande ni muy pequeña, ni muy caliente ni muy fría, ni muy joven ni muy vieja. Tal vez tenemos la suerte de que sea tan típica, ya que a partir de ella podemos aprender mucho sobre las estrellas en general.

La fotosfera es la parte de la atmósfera del Sol que emite la mayor parte de la luz visible, mientras que la corona, la atmósfera exterior del Sol, es mucho menos densa y sólo emite una cantidad muy pequeña en este rango. La cromosfera, fría y oscura en comparación con la fotosfera, forma el límite entre ésta y la corona.

El Sol parece tener un ciclo de alrededor de 11 años de actividad. Cuando éste se encuentra en una fase tranquila, las emisiones de radio de la fotosfera (la parte que también emite radiación en la longitud de onda visible) se encuentran en el rango de longitud de onda de 1 cm, mientras que las emisiones de radio desde la corona se aproximan a una longitud de onda de 1 metro. El tamaño del disco solar en radio parece ligeramente mayor que el que se muestra en óptico, siempre y cuando el radiotelescopio esté ajustado en el rango de longitud de onda de 1 a 10 cm. Sin embargo, en longitudes de onda más largas, el disco solar en radio es mucho mayor, incluso como sucede con la corona, que se extiende millones de kilómetros por sobre la fotosfera.

Las manchas solares son zonas oscuras que aparecen en la fotosfera, y, como se mencionó anteriormente, parecen fluctuar en frecuencia durante aproximadamente un ciclo de 11 años. Se ven más oscuras porque están a unos ‘fríos’ 4.000 º C con respecto a la superficie que tiene alrededor de 6.000 º C. Son los centros de los campos magnéticos, y aparentemente están relacionadas con el campo magnético total del Sol. Es posible que las líneas magnéticas de fuerza periódicamente queden ‘enredadas’ y desestabilizadas ya que la tasa de rotación del Sol varía desde el ecuador hacia los polos. Las erupciones solares que estallan desde la atmósfera superior de nuestra estrella son generalmente asociadas con grupos de manchas solares.

Las erupciones solares emiten ráfagas pequeñas de energía en radio, con longitudes de onda observables desde el suelo de 1 a 60 m (300 a 5 MHz). A veces, durante las intensas erupciones, una corriente de partículas de rayos cósmicos de alta energía es emitida viajando a más de 500-1000 km por segundo. Cuando estas partículas cargadas llegan hasta el campo magnético de la Tierra, tenemos lo que son las tormentas magnéticas y las auroras. El patrón de emisiones de radio de las erupciones solares parece provenir de un área muy grande de la superficie solar en donde se emite la radiación en el rango visible, pero aun se presume que son el resultado de la misma actividad.

La radiación asociada a las erupciones solares es polarizada circularmente, en lugar de ser aleatoriamente polarizada como es habitual en otras fuentes extraterrestres. Esta polarización puede ser causada por electrones que giran en un intenso campo magnético localizado en aquellas erupciones.

El Sol es estudiado por los radioastrónomos, tanto directamente mediante la observación de las emisiones de radio provenientes del sol e indirectamente, mediante la observación de los efectos de la radiación solar sobre la ionósfera de la Tierra.

Recapitulación

1. La Vía Láctea es un ejemplo de una fuente __________ de emisiones en radio.

2. Una sola estrella es una fuente discreta ___________.

3. Las estrellas que muestran cambios significativos en el brillo durante períodos cortos se llaman estrellas ___________.

4. Las Cefeidas con períodos más largos son siempre ______ luminosas que las que tienen períodos más cortos.

5. Se cree que los púlsares son estrellas de ___________ que giran rápidamente.

6. La mayor fuente de emisiones en radio que experimentamos en la Tierra es el ______.

7. Las erupciones solares, asociadas con los grupos de manchas solares, emiten ráfagas cortas de ___________________.

1. extendida – 2. localizada – 3. variables – 4. más – 5. neutrones – 6. Sol – 7. energía en radio (o emisiones en radio).

Para más estudio:

  • Cosmic background radiation: Kaufmann, 532-535; Morrison et al., 616-619.
  • Star evolution: Kaufmann, 364-420; Morrison et al., 467-520.
  • Our sun: Kaufmann, 310-335; Morrison et al., 434-466.
  • Variable stars: Kaufmann, 396-398; Morrison et al., 488-492, 661.
  • Pulsars: Kaufmann, 310-335; Morrison et al., 516-518, 529; Wynn-Williams, 119.

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 Fuentes Galácticas y Extragalácticas

Podemos pensar en las emisiones de radio extraterrestres originándose, tanto, dentro de nuestra galaxia, como fuera de ésta. Dentro de nuestra galaxia, los remanentes de las explosiones de supernovas son intensas fuentes de emisiones en radio.

Fuera de la Vía Láctea, nos encontramos con una gran variación en las emisiones en radio desde diferentes galaxias. Por lo que hemos dividido arbitrariamente a éstas otras como galaxias ‘normales’ y galaxias ‘activas’.

Las galaxias normales no son fuentes muy potentes. Por ejemplo, la gran espiral de Andrómeda, la galaxia más grande en nuestro llamado grupo local de galaxias, emite unos 10^32 vatios de potencia. Por el contrario, Cygnus A, que está a más de la mitad de mil millones de años luz de la Tierra, es una de las fuentes de radio más conspicua en el cielo, con una potencia de 10^38 vatios. (Véanse las figuras al final del Capítulo 8 para una idea aproximada de la ubicación de estas galaxias).

Entre lo que son las galaxias activas se incluyen las radiogalaxias, los quásares, los blasars, y las galaxias Seyfert.

Las radiogalaxias emiten una enorme cantidad de ondas de radio.

Los quásares, término acuñado a partir de la frase en inglés quasi-stellar radio source, pueden verter energía un millón de veces más poderosa que la de una galaxia normal. Los quásares son los objetos más distantes que se han detectado, algunos están a aproximadamente 15 mil millones de años luz – su radiación requiere cerca de la edad del universo para llegar hasta nosotros. Y algunos parecen estar alejándose de nosotros a una tasa del 90% de la velocidad de la luz.

Los blasars son galaxias con centros muy luminosos, cuya luminosidad parece variar considerablemente a lo largo de un período muy corto.

Las galaxias Seyfert también son fuentes intensas de radiación cuyos espectros incluyen líneas de emisión.

En todas ellas, el mecanismo de producción de radiación predominante es la radiación de sincrotrón. Una galaxia activa puede irradiar 1.000.000 de veces más poderosamente en las frecuencias de radio que una galaxia normal. Gran parte de la radiación a menudo parece venir desde el núcleo de la galaxia. Los astrónomos están ahora investigando la viabilidad de una ‘teoría unificada de las galaxias activas’, lo que explicaría el comportamiento variable observado en todos estos tipos de galaxias. Puede ser que éstas tengan un agujero negro de tamaño común o un agujero negro supermasivo en su centro, y su apariencia para nosotros dependería del ángulo en el que las estamos observando.

Por favor, leer el capítulo 27 del libro Universe, de Kaufmmann, para obtener más información, incluyendo fotos en color de muchos de estos objetos misteriosos y fascinantes.

Fuentes Planetarias y sus Satélites

A diferencia de las estrellas, la energía de radio observada en los planetas y sus satélites (excepto en el sistema de Júpiter y, en menor medida, en el de Saturno) es, en su mayoría, radiación térmica de cuerpo negro. Las longitudes de onda de la radiación observada de estos cuerpos nos dan indicaciones bastante precisas acerca de las temperaturas, tanto en sus superficies y en diferentes profundidades por debajo de éstas.

El Sistema de Júpiter

Por lejos, el planeta más interesante para los estudios en radioastronomía es Júpiter. Tan hermoso y fascinante como lo es visualmente, lo es aún más fascinante y complejo de observar en el rango de frecuencia en radio. La mayor parte de la radiación del sistema de Júpiter es mucho más fuerte en longitudes de onda largas de lo que se había esperado para su radiación térmica. Además, mucha de esta radiación está polarizada circular o elípticamente  – cosa que no se encuentra en todas las radiaciones térmicas típicas. Por lo tanto, debe concluirse que, los procesos no-térmicos similares a los que tienen lugar en las galaxias, se encuentran activas. Es decir, iones y electrones acelerados por el campo magnético giratorio del planeta están generando radiación de sincrotrón.

Júpiter es 318 veces más masivo que la Tierra. Su eje magnético está inclinado 15º con respecto a su eje de rotación y su extensión desde el centro del planeta es de unos 18.000 km. Su polaridad es opuesta a la de la Tierra (es decir, la aguja de una brújula allí apunta hacia el Sur).

La superficie del campo magnético de Júpiter es 20 a 30 veces más potente que la de la Tierra. La magnetosfera de un planeta es la región alrededor de éste en la que el campo magnético del planeta domina al campo interplanetario transportado por el viento solar. Si pudiésemos ver la magnetosfera de Júpiter desde la Tierra ¡Se vería tan grande como la Luna!

Cuanto más lejos está un planeta del Sol, más débil será la presión del viento solar sobre la magnetosfera de éste. Por lo tanto, en el campo magnético de Júpiter, que de por sí ya es bastante intenso, hay mucha menos presión del viento solar sobre este planeta en comparación a como sucede en el campo magnético terrestre. La magnetosfera de Júpiter se expande y contrae a causa de las variaciones en el viento solar. Su límite superior (el más cercano al Sol y que es llamado arco de choque) varía en un tamaño de entre 50 y 100 radios de Júpiter y por sobre los cuatro satélites galileanos de este planeta. (Se han descubierto dieciséis satélites en Júpiter, siendo los satélites galileanos los más grandes).

La magnetosfera de un planeta atrapa al plasma, así como como las líneas magnéticas de fuerza que capturan protones y electrones que son llevados por el viento solar y los átomos que se escapan hacia arriba de su atmósfera. En el caso de Júpiter, debido a que la magnetosfera es tan grande, también atrapa los átomos de la superficie de los satélites que orbita alrededor de éste. Io, el satélite galileano más interior, es una fuente especialmente rica en oxígeno e iones de azufre provenientes de sus muchos volcanes violentamente activos. ¡Io se estima que contribuye 10 toneladas de material a la magnetosfera por segundo!

De hecho, una característica predominante de la magnetosfera de Júpiter es el plasma torus que rodea el planeta, y se corresponde estrechamente con la órbita de Io, el cual se encuentra a alrededor de cinco radios de Júpiter. Se trata de un plasma intensamente radiante dentro de un plasma exterior ligeramente menos activo. Para añadir a esto, como Io orbita a través de las líneas de campo magnético ¡Una corriente eléctrica de hasta 5 millones de amperios se genera entre este satélite y el planeta! Cuando esta corriente llega a la atmósfera de Júpiter, genera fuertes emisiones de radiofrecuencia que pueden estar asociadas con la posición orbital de Io. La corriente también genera auroras en la atmósfera superior de Júpiter.

El radiotelescopio de Goldstone-Apple Valley se utiliza para medir el tiempo variable de las emisiones de radio frecuencia de ondas del campo magnético de Júpiter. Estas observaciones pueden proporcionar nueva información sobre su magnetosfera, el plasma torus, y la rotación del núcleo de Júpiter y cómo difiere de la rotación de su atmósfera visible.

Fuentes de Interferencia

El ruido de radiofrecuencia complica la tarea del radioastrónomo, a veces haciendo difícil distinguir las emisiones de un objeto bajo estudio de aquellas otras emisiones extrañas producidas por otras fuentes cercanas. La interferencia proviene tanto de fuentes naturales como también de las artificiales, estas últimas se han convertido en un problema mayor cada día. Por acuerdo internacional (la Conferencia Mundial de Radiocomunicaciones), ciertas frecuencias se han asignado exclusivamente para la radioastronomía (Kraus, p. A 24). Sin embargo, hay un desacuerdo acerca de qué tan más allá de los estrechos límites es aceptable ‘excederse’ (por ejemplo, los radioemisores pueden pensar que 10 mm más allá de su límite de longitud de onda es aceptable, mientras que los radioastrónomos pueden pensar que 0.001 mm ya es demasiado). En algunos países, las restricciones no se aplican, de modo que bien podrían no existir.

Fuentes naturales de las interferencias son:

* Las emisiones de radio desde el sol.
* Los relámpagos.
* Las emisiones de partículas cargadas (iones) en la atmósfera superior terrestre.

Entre la creciente lista de fuentes artificiales de interferencia tenemos:

* Las instalaciones de generadores y transformadores de energía.
* Los radares aéreos.
* Los transmisores terrestres de radio y televisión (que son cada vez más poderosos).
* Los satélites transmisores y transpondedores que orbitan la Tierra, incluidos los satélites de posicionamiento global (GPS).
* Los teléfonos celulares.

Las interferencias generadas por el ser humano y que se originan en tierra (tales como las transmisiones de radio y televisión) se desplazan por el suelo y por sobre el horizonte. Solía ​​ser que esas interferencias tendían a ser débiles a nivel del suelo, incrementando su fuerza con la altura. Por esta razón, la mayoría de los radiotelescopios se han situado en valles o en otros lugares bajos, a diferencia de los telescopios ópticos, que a menudo se construyen en las cimas de la montañas. (Las excepciones son los radiotelescopios construidos para el estudio de las longitudes de onda submilimétricas, como se mencionó en el Capítulo 4). Sin embargo, cada vez más, la interferencia a nivel del suelo se está convirtiendo en un problema inclusive para los radiotelescopios ubicados a baja altura.

Recapitulación

1. Las galaxias que emiten hasta 106 veces más energía de radio frecuencia de la que se observa normalmente en otras se llaman ___________.
2. Los ________ son los objetos más lejanos que los astrónomos han detectado.
3. Los quásares, blasars, y las radiogalaxias son ejemplos de fuentes de radio ____________.
4. El planeta de nuestro sistema solar que emite las ondas de radio más intensas es __________.
5. Una característica interesante de Io es el __________ , que rodea a Júpiter y se relaciona estrechamente con la órbita del satélite.
6. El relámpago es un ejemplo de una fuente natural de __________ para la radioastronomía.

1. radiogalaxias – 2. quásares – 3. extragalácticas – 4. Júpiter – 5. plasma torus – 6. interferencia.

Para más estudio:

  • Our galaxy: Kaufmann, 454-473; Morrison et al., 539-558.
  • Galaxies and galactic evolution: Kaufmann, 474-503; Morrison et al., 559-586.
  • Active galaxies: Kaufmann, 594-525; Morrison et al., 576-577.
  • Jupiter and its magnetosphere: Kaufmann, 228-240; Morrison et al., 284-288.

Fuente: Basics of Radio Astronomy.