El método desarrollado permite desentrañar la historia de la formación estelar (HFE) en las galaxias a partir del color y el brillo de sus estrellas individuales.

Gracias a este procedimiento se ha logrado descifrar la HFE de la galaxia M32, una de las dos únicas galaxias elípticas enanas del Grupo Local, donde se encuentra la Vía Láctea.

Realizar ‘estudios demográficos’ en poblaciones de estrellas de otras galaxias no es una tarea fácil. ¿Cuántas estrellas se han formado a lo largo de la vida de una galaxia? ¿Cómo saber la edad, masa y abundancia química de estas estrellas observándolas en la distancia? ¿De qué forma se distribuyen estos habitantes estelares dentro de la población de la galaxia? Los investigadores del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) y el Departamento de Astrofísica de la Universidad de La Laguna (ULL) Sebastián Hidalgo y Antonio Aparicio han desarrollado un método que permite desentrañar la historia de la  formación estelar (HFE) en las galaxias a partir de dos variables de sus estrellas individuales: su brillo (magnitud) y su color.

M31, M32, M110 © by s58y

“Si aplicáramos los principios de la demografía a la astrofísica, estudiar poblaciones estelares supondría analizar de qué forma y en qué número viven las personas en una ciudad o país a lo largo de toda su historia. Lo que estudiamos en esta ocasión es cuántas personas nacen  [número de estrellas], con qué peso [masa] y con qué color de ojos [abundancia química] desde que se fundó la ciudad [galaxia] hasta hoy en día. Además, también investigamos cómo se distribuyen estas personas en el territorio: si las más viejas viven en el centro o en el extrarradio, por ejemplo”, explica Hidalgo.

Las dos variables clave para este análisis son la magnitud o brillo y el color. La relación entre el color de una estrella y su magnitud no es arbitraria. Depende fundamentalmente de tres factores: la masa, la edad y la abundancia química. “Nuestra labor consiste en obtener el diagrama color-magnitud de las galaxias cercanas y compararlo con los diagramas del mismo tipo que se obtienen de los modelos teóricos de evolución estelar”, concreta el investigador del IAC.

De esta comparación entre ambos diagramas color-magnitud se obtienen finalmente las edades y abundancias químicas de las estrellas que se formaron en esa galaxia. “Es decir, desentrañamos cuántas estrellas se formaron a lo largo de toda la vida de la galaxia y con qué abundancia química: su historia de formación estelar o HFE”, resume Hidalgo.

La astrofísica Antonela Monachesi, que en la actualidad trabaja en el Departamento de Astronomía de la Universidad de Michigan (EE UU), aplicó el método desarrollado por los investigadores del IAC para descifrar la HFE de la galaxia M32, una de las dos únicas galaxias elípticas enanas pertenecientes al Grupo Local, el grupo de galaxias en el que se encuentra la Vía Láctea. Gracias a esta colaboración se ha obtenido la primera HFE de M32, como ha publicado recientemente The Astrophysical Journal.

Para Hidalgo, “el estudio de M32 es importante porque, entre otras cuestiones, puede ayudarnos a comprender cómo evolucionan las galaxias elípticas mayores que se encuentran mucho más distantes [la más cercana está a unos 11 millones de años luz] y de las que no podemos obtener la magnitud y el color de sus estrellas menos brillantes, necesarias para conocer la HFE a lo largo de toda la vida de la galaxia”.

Con este trabajo se han detectado por primera vez y de forma inequívoca estrellas más jóvenes de 2000 millones de años. Las conclusiones del estudio señalan también que el 40% de la masa de M32 se formó hace entre 2000 y 5000 millones de años y que aproximadamente el 55% de su masa se formó hace más de 5000 millones de años, con una abundancia química relativamente menor que la anterior. El resto son estrellas jóvenes.

“Este resultado es muy interesante porque hasta ahora se pensaba que las galaxias elípticas estaban formadas fundamentalmente por estrellas muy viejas con muy poca contribución o ninguna de estrellas más jóvenes. Los resultados de M32 apuntan a que al menos las galaxias elípticas enanas sí poseen una contribución importante de estrellas jóvenes. Si las galaxias elípticas enanas son el mismo objeto que las galaxias elípticas mayores pero con menor masa, entonces las galaxias elípticas mayores también podrían albergar una importante población de estrellas de edades intermedias y jóvenes”, apunta.

Las hipótesis que manejan los investigadores sobre la formación de este sistema es que fuera una galaxia elíptica de baja luminosidad o bien una galaxia espiral cuyo bulbo [grupo central de estrellas de la galaxia que constituye lo que se observa en la actualidad] sobrevivió a una interacción dinámica con M31, la galaxia más cercana.

A pesar de que M32 se encuentre a 2,6 millones de años luz, mucho más cerca que las galaxias elípticas gigantes, su observación no es sencilla. Se trata de un objeto muy compacto: sus estrellas aparecen tan juntas que son difíciles de distinguir entre sí.

Cálculos en red

Los investigadores del IAC desarrollaron programas informáticos para poder aplicar su método estadístico. Aunque el proceso puede llevar ingentes cantidades de cálculos, cualquier ordenador personal sirve para realizarlos. “Debido a que hay que realizar muchos cálculos, usamos la red de ordenadores del IAC, unos 400, para  obtener los resultados de forma más rápida. Si usásemos un solo ordenador, nos llevaría unos 50 años obtener los resultados”, dice el astrofísico.

El método desarrollado por Hidalgo y Aparicio se ha aplicado a otras galaxias cercanas en colaboración con otras instituciones astronómicas repartidas por todo el mundo: el Instituto Astronómico Kapteyn (Groningen, Holanda); la Universidad de Laval (Quebec, Canadá); el Departamento de Astronomía de la Universidad de Michigan (Ann Arbor, EE UU); el  Instituto de Astronomía de la Universidad de Edimburgo (Edimburgo, Reino Unido);  el Departamento de Física y Astronomía de la Universidad de Waterloo (Waterloo, Canadá), el Observatorio Astronómico de la Universidad de Vilna (Vilna, Lituania); y el Departamento de Astronomía y Meteorología de la Universidad de Barcelona.

Tucana, Cetus, LGS-3, Phoenix, Leo-A, IC1613, NGC5102, M33 y M32 son algunas de las galaxias cercanas sobre las que se ha aplicado este método de investigación. En 2011 los investigadores del IAC iniciaron también una colaboración con miembros del Instituto de Astronomía y Astrofísica de la Universidad de Pekín y con el Observatorio Nacional Astronómico de Japón para el uso de los códigos descritos con datos del telescopio Subaru, de 8,2 metros de diámetro, situado en Hawái.

Artículo de Referencia: http://adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ…745…97M
Fecha Original: 8 de febrero de 2012
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Una investigación apoya la teoría de que el núcleo fundido de la luna probablemente era mantenido por una fuente de energía alternativa.

Nuevas pruebas procedentes de una antigua roca lunar sugieren que la Luna albergó en algún momento una dinamo que duró mucho tiempo – un núcleo de convección fundido de metal líquido que generaba un potente campo magnético hace 3700 millones de años. Los hallazgos, publicados hoy en Science, apuntan a una dinamo que duró mucho más de lo que anteriormente pensaban los científicos, y sugiere que una fuente de energía alternativa pudo haber alimentado la dinamo.

“La Luna tiene esta larga y sorprendente historia”, dice el coautor Benjamin Weiss, profesor asociado de Ciencias Planetarias en el MIT. “Ésto proporciona pruebas de una forma fundamentalmente nueva de crear un campo magnético en un planeta mediante una nueva fuente de energía”.

Luna © by Agent 1994

El nuevo artículo es la última pieza del rompecabezas en el que han estado trabajando los científicos planetarios desde hace décadas. En 1969, la misión Apollo XI trajo de vuelta las primeras rocas lunares a la Tierra – souvenirs del histórico paseo lunar de Neil Armstrong y Buzz Aldrin. Desde entonces, los científicos han estudiado los restos rocosos buscando pistas de la historia de la Luna. Pronto descubrieron que muchas rocas estaban magnetizadas, lo que sugería que la Luna era algo más que una fría y poco diferenciada pila de escombros espaciales. En lugar de éso, puede que haya albergado un núcleo metálico de convección que produjera un gran campo magnético, registrado en las rocas lunares.

Exactamente qué alimentaba a esta dinamo sigue siendo un misterio. Una posibilidad es que la dinamo lunar fuese autosostenida, como la de la Tierra:  conforme se enfría el planeta, en respuesta, su núcleo líquido se mueve, manteniendo la dinamo y  el campo magnético que produce. En ausencia de un suministro de calor de larga duración, la mayor parte de cuerpos planetarios se enfriarán en cientos de millones de años a partir de su formación.

Aún tenemos una dinamo en la Tierra debido al calor producido por el decaimiento radiactivo de elementos en el interior del planeta, que mantiene la convección del núcleo. Los modelos han demostrado que si la dinamo lunar estuviese alimentada sólo por el enfriamiento en el interior de la Luna, habría sido capaz de mantenerse apenas unos pocos cientos de millones de años tras su formación – disipándose hace 4200 millones de años, como muy tarde.

Roca de metal pesado

Sin embargo, Weiss y sus colegas encontraron algunas pruebas sorprendentes en un trozo de basalto lunar conocido como 10020. Los astronautas de Apollo XI recopilaron rocas en el extremo suroeste del Mar de la Tranquilidad; los científicos pensaban que probablemente habían sido eyectados desde el interior de la Luna hacía 100 millones de años, tras el impacto de un meteoro. El grupo confirmó trabajos anteriores que databan la roca en 3700 millones de años, y encontraron que estaba magnetizada – un hallazgo que choca con los actuales modelos de dinamo.

Weiss colaboró con investigadores de la Universidad de California en Berkeley y el Centro Geocronológico de Berkeley, y determinó la edad de la roca usando datación radiométrica. Después de que se formasen las rocas, un isótopo radiactivo de potasio decae en un isótopo estable de argón en un periodo conocido. El grupo midió la proporción de potasio a argón en un pequeño trozo de roca, y usaron esta información para averiguar que la roca se enfrió a partir del magma hace 3700 millones de años.

Weiss y la estudiante graduada Erin Shea midieron la magnetización de la roca y encontraron que estaba magnetizada. No obstante, esto no significa necesariamente que la roca, y la Luna, tuviesen un campo magnético generado por una dinamo hace 3700 millones de años: posteriores impactos pudieron haber calentado la roca y recolocado esta magnetización.

Para descartar esta posibilidad, el equipo examinó si la roca experimentó algún calentamiento significativo desde su eyección desde la superficie lunar. De nuevo, observaron los isótopos de potasio y argón, encontrando que el único calor que había experimentado la roca desde que fue eyectada de la superficie lunar procedía de la simple exposición a los rayos del Sol.

“Básicamente ha estado en almacenamiento frío durante 3700 años, sin perturbaciones”, dice Weiss. “Guarda un precioso registro de magnetización”.

Animando el tema

Weiss dice que las pruebas de las rocas apoyan un nuevo mecanismo de generación de dinamo que se propuso el año pasado por un científico de la Universidad de California en Santa Cruz (UCSC). La hipótesis propone que la dinamo lunar puede haber estado alimentada por el tirón gravitatorio lunar. Hace miles de millones de años, la Luna estaba mucho más cerca de la Tierra de lo que está en la actualidad; la gravedad terrestre puede haber tenido un efecto de agitación similar dentro del núcleo de la Luna, manteniendo el metal líquido en movimiento incluso después del enfriamiento del cuerpo lunar.

Francis Nimmo, Profesor de Ciencias Planetarias y Terrestres en la UCSC, y uno de los investigadores que originalmente propuso la nueva teoría de la dinamo, dice que las pruebas de Weiss proporcionan a los científicos una nueva imagen de la evolución lunar.

“Generalmente asumimos que el enfriamiento es el mecanismo principal que dirige la dinamo en cualquier sitio”, dice Nimmo, que no estuvo implicado en el estudio actual. “Estos datos lunares nos dicen que hay otros mecanismos que también pueden desempeñar un papel, no sólo en la Luna, sino también en otros sitios”.

Autor: Jennifer Chu
Fecha Original: 27 de enero de 2012
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¿El Sistema Solar primitivo fue bombardeado con gran cantidad de fuertes impactos? Ésta es una pregunta que ha desconcertado a los científicos durante los últimos 35 años. Y no es sólo una pregunta académica. Sabemos por las rocas de la Tierra que la vida empezó a evolucionar muy pronto, hace al menos 3800 millones de años. Si la Tierra estaba sufriendo grandes impactos en esta época, ciertamente habría afectado a la evolución de la vida. Entonces, ¿pasó el Sistema Solar por lo que se conoce como Bombardeo Intenso Tardío (LHB)? Una apasionante nueva investigación, usando datos de la Lunar Reconnaissance Orbiter Camera (LROC), puede arrojar algunas dudas sobre la popular teoría del LHB.

En realidad hay un debate candente, uno que ha polarizado a la comunidad científica desde hace algún tiempo. En un lado están los que creen que el Sistema Solar experimentó un cataclismo de grandes impactos hace unos 3800 millones de años. En el otro, aquellos que piensan que tales impactos estuvieron igualmente repartidos a lo largo de la época de los inicios del Sistema Solar, hace aproximadamente entre 4300 y 3800 millones de años.

Mare Serenitatis/Imbrium © by Astrowoosie

La controversia gira en torno a dos grandes cuencas de impacto, que se encuentran bastante cerca una de la otra en la Luna. La cuenca Imbrium es una de las más jóvenes en el lado visible de la Luna, mientras que la cuenca Serenitatis se cree que es una de las más antiguas. Ambas están llenas de basalto volcánico y son lo bastante grandes para verse desde la Tierra a simple vista.

Los científicos saben la edad relativa de tales cuentas lunares debido a una idea conocida como superposición. Básicamente, la superposición afirma que lo que está encima debe ser más joven que lo que hay debajo. Usando tales relaciones, los científicos pueden determinar qué cuencas son más viejas y cuáles más jóvenes.

Para lograr una edad absoluta, sin embargo, los científicos necesitan trozos reales de roca, de forma que puedan usar técnicas de datación radiométrica. Las muestras lunares retornadas por el programa Apollo proporcionaron exactamente éso.  Pero las muestras de Apollo sugieren que las cuencas Imbrium y Serenitatis apenas se diferencian en 50 millones de años.

La datación de edades relativas nos dice que hay unas 30 cuencas distintas que se formaron en ese marco temporal.  ¡Esto significa que aproximadamente tiene lugar un gran impacto cada 1,5 millones de años! Bueno, 1,5 millones de años puede sonar a mucho tiempo. Pero ten en cuenta el último gran impacto que tuvo lugar en la Tierra, el evento de Chicxulub hace 65 millones de años, que se cree que exterminó a los dinosaurios. Imagina que hubiesen ocurrido otros 40 impactos similares desde entonces. ¡Sería sorprendente que cualquier tipo de vida hubiese sobrevivido a tal aluvión!

Por esto es por lo que un equipo de investigadores liderado por el Dr. Paul Spudis del Instituto Planetario y Lunar, está revisando cuidadosamente esta cuestión. Su investigación usa el principio de superposición para demostrar que varias de las áreas visitadas por el programa Apollo quedaron cubiertas por material del impacto de Imbrium. Esto podría indicar que gran parte de los materiales recopilados por Apollo pueden ser muestras del mismo evento.

La investigación del Dr. Spudis se centra en el área de Montes Taurus, entre las cuencas Serenitatis y Crisium, no muy lejos del lugar de aterrizaje del Apollo XVII. Ésta es una región dominada por colinas esculpidas que se han interpretado como material eyectado desde la cuenca de impacto adyacente Serenitatis. Pero el Dr. Spudis y su equipo han encontrado que, en lugar de ésto, el material esculpido procede de la cuenca Imbrium a unos 600 kilómetros de distancia.

Los anteriores datos de este área, procedentes de la cámara Lunar Orbiter IV, no habían mostrado ésto debido a que una niebla en la lente de la cámara hacía difícil observar los detalles (este problema de la niebla se resolvió finalmente, y la Lunar Orbiter IV proporcionó una gran cantidad de datos útiles de otras partes de la Luna). Los nuevos datos de LROC, no obstante, muestran que el terreno esculpido visto en Apollo XVII está muy extendido, llegando más allá de la región de Montes Taurus. Además, los surcos y líneas característicos de este terreno apuntan a la cuenca Imbrium, no a la cuenca Serenitatis, y se alinean con características similares de las Formaciones Alpes y Fra Mauro, que se sabe que son eyecciones procedentes del impacto en Imbrium. Al norte de Serenitatis, estas formaciones de Imbrium incluso parecen transformarse en los Montes Taurus, confirmando que las colinas esculpidas, de hecho, se originaron en el impacto de Imbrium.

Si las colinas esculpidas son eyecciones de Imbrium, entonces es posible que Apollo XVII muestrease materiales de Imbrium y no de Serenitatis  Esto arroja dudas sobre la proximidad en las edades radiométricas de estas dos cuencas. Tal vez estas edades estén tan próximas debido a que se midieron sobre el mismo material. En tal caso, la edad de Serenitatis podría ser mucho mayor de los 3870 millones de años que sugieren las muestras de Apollo XVII.  De ser cierto, esto significaría que no hubo Bombardeo Intenso Tardío en el momento en que la vida se estaba formando en la joven Tierra, dejando que la vida evolucionase con relativamente pocas interrupciones debidas a impactos.

Artículo de Referencia: 
Spudis et al., 2011, Journal of Geophysical Research, V116, E00H03

Autor: Irene Antonenko
Fecha Original: 5 de enero de 2012
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El Explorador del Límite Interestelar (IBEX) de la NASA ha captado la mejor y más completa visión de lo que hay más allá de nuestro Sistema Solar. Las nuevas medidas nos dan pistas sobre cómo y dónde se formó el Sistema Solar, las fuerzas que físicamente le dan forma, y la historia de otras estrellas de la Vía Láctea.

La nave, que orbita alrededor de la Tierra, observó cuatro tipos distintos de átomos incluyendo el hidrógeno, oxígeno, neón y helio. Estos átomos interestelares son subproductos de estrellas más antiguas, las cuales se extienden por toda la galaxia y llenan el vasto espacio entre las estrellas. IBEX determinó la distribución de estos elementos fuera del Sistema Solar, que son un flujo de partículas cargadas y neutras que viajan a través de la galaxia, o lo que se conoce como viento interestelar.

Heliosfera © by NASA Goddard Photo and Video

“IBEX es una pequeña misión exploradora que se construyó a partir de una modesta inversión”, dice Barbara Giles, directora de la División Heliofísica en las Oficinas Centrales de la NASA en Washington. “Sin embargo, los logros científicos han sido verdaderamente notables y son un testamento de lo que puede lograrse cuando damos a los científicos de nuestro país libertad para innovar”.

En una serie de artículos que aparecen en el ejemplar del 31 de enero de la revista Astrophysics Journal, los científicos informan del hallazgo de 74 átomos de oxígeno por cada 20 átomos de neón en el viento interestelar. En nuestro Sistema Solar, hay 111 átomos de oxígeno por cada 20 átomos de neón. Esto se traduce en que hay más oxígeno en cualquier parte del Sistema Solar que en el espacio interestelar cercano.

“Nuestro Sistema Solar es distinto al espacio que hay justo más allá, lo que sugiere dos posibilidades”, dice David McComas, investigador principal de IBEX, en el Instituto de Investigación Southwest en San Antonio. “O el Sistema Solar evolucionó en una parte distinta de la galaxia, más rica en oxígeno de la que actualmente reside, o una gran cantidad de oxígeno permanece atrapado en granos de polvo interestelar o hielo, incapaces de moverse libremente a través del espacio”.

Los nuevos resultados guardan pistas sobre la historia del material en el universo. Aunque el Big Bang creó inicialmente hidrógeno y helio, sólo las explosiones de supernovas al final de la vida de la estrella pueden dispersar los elementos más pesados de oxígeno y neón a través de la galaxia. Saber la cantidad de elementos en el espacio puede ayudar a los científicos a cartografiar cómo nuestra galaxia evolucionó y cambió a lo largo del tiempo.

Los científicos quieren comprender la composición de la región límite que separa los confines más cercanos de nuestra galaxia, conocidos como medio interestelar local, de nuestra heliosfera. La heliosfera actúa como burbuja protectora que aisla a nuestro Sistema Solar de la mayor parte de la peligrosa radiación cósmica galáctica, que de otra manera entraría en el Sistema Solar desde el espacio interestelar.

IBEX midió el viento interestelar que viajaba a una velocidad más baja de lo anteriormente medido por la nave Ulysses, y de una dirección distinta. Las medidas mejoradas de IBEX muestran un 20 por ciento de diferencia respecto a cuánta presión ejerce el viento interestelar sobre nuestra heliosfera.

“Medir la presión en nuestra heliosfera a partir del material de la galaxia y de los campos magnéticos nos ayudará a determinar el tamaño y forma de nuestro Sistema Solar cuando viaja a través de la galaxia”, dice Eric Christian, científico de la misión IBEX en el Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland.

Fecha Original: 31 de enero de 2012
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Los hallazgos favorecen los esfuerzos por predecir mejor las tormentas geomagnéticas en el espacio.

Investigadores de UCLA han explicado la desconcertante desaparición de electrones energéticos en el cinturón externo de radiación de la Tierra, usando datos recopilados por una flotilla de naves en órbita.

En un artículo publicado el 29 de enero en la edición anticipada en línea de la revista Nature Physics, el equipo demuestra que los electrones perdidos son barridos del planeta por una marea de partículas de viento solar durante los periodos de actividad solar elevada.

Cinturones de Van Allen

“Éste es un hito importante en la comprensión del entorno espacial de la Tierra”, dice el autor principal del estudio Drew Turner, investigador asistente en el Departamento de Ciencias de la Tierra y del Espacio de UCLA y miembro del Instituto de Geofísica y Física Planetaria (IGPP) también de UCLA. “Estamos un paso más cerca de comprender y predecir fenómenos del clima espacial”.

Durante los eventos de potentes llamaradas solares, tales como eyecciones de masa coronal, partes de las capas externas magnetizadas de la atmósfera solar impactan sobre el campo magnético de la Tierra, disparando tormentas geomagnéticas capaces de dañar los componentes electrónicos de las naves en órbita. Estas tormentas cósmicas tienen un efecto peculiar sobre el cinturón exterior de radiación de la Tierra, una región del espacio en forma de rosquilla llena de electrones tan energéticos que se mueven casi a la velocidad de la luz.

“Durante el inicio de una tormenta geomagnética, casi todos los electrones atrapados en el cinturón de radiación se desvanecen, regresando sólo para vengarse unas horas más tarde”, dice Vassilis Angelopoulos, Profesor en UCLA de Ciencias de la Tierra y el Espacio e investigador del IGPP.

Los electrones perdidos sorprendieron a los científicos cuando se midió dicha tendencia por primera vez en la década de 1960, usando instrumentos a bordo de las primeras naves espaciales enviadas en órbita, dice el coautor del estudio Yuri Shprits, investigador en geofísica del IGPP y los departamentos de Ciencias de la Tierra y el Espacio y Ciencias Atmosféricas y Oceánicas.

“Es un efecto desconcertante”, comenta. “Los océanos de la Tierra no pierden de pronto la mayor parte de su agua, mientras que los cinturones de radiación repletos de electrones pueden despoblarse con rapidez”.

Aún más extraño, los electrones se pierden durante el pico de una tormenta geomagnética, un momento en el que se esperaría que el cinturón de radiación estuviese repleto de partículas energéticas, debido al bombardeo extremo por parte del viento solar.

¿Dónde van los electrones? Esta pregunta ha quedado sin respuesta desde principios de la década de 1960. Algunos pensaban que los electrones se perdían en la atmósfera terrestre, mientras que otros teorizaban que los electrones no se perdían de manera permanente, sino simplemente que temporalmente perdían energía y eso hacía que pareciesen ausentes.

“Nuestro estudio de 2006 sugirió que los electrones pueden, de hecho, perderse en el medio interplanetario y frenarse al moverse hacia el exterior”, dice Shprits. “No obstante, hasta hace poco, no había una prueba definitiva de esta teoría”.

Para resolver el misterio, Turner y su equipo usaron datos de tres redes de naves orbitales posicionadas a distintas distancias de la Tierra para captar a los electrones escapistas en el momento de la huida. Los datos demostraron que aunque una pequeña cantidad de electrones energéticos perdidos caían en la atmósfera, la inmensa mayoría eran empujados hacia el planeta, arrancados del cinturón de radiación por las partículas incidentes de viento solar durante la elevada actividad solar que generó la propia tormenta magnética.

Es vital una mayor comprensión de los cinturones de radiación de la Tierra para proteger los satélites, de los que dependemos para el posicionamiento global, comunicaciones y monitorización del clima, comenta Turner. El cinturón de radiación exterior de la Tierra es un entorno de radiación extrema para naves y astronautas; los electrones de alta energía pueden penetrar en el escudo de la nave y crear problemas en su delicado equipo electrónico. Las tormentas geomagnéticas, disparadas cuando las partículas incidentes impactan en la magnetosfera de la Tierra, pueden provocar un fallo parcial o total de la nave.

“Aunque la mayor parte de satélites están diseñados con algún nivel de protección contra la radiación, los ingenieros espaciales deben depender de aproximaciones y estadísticas, debido a la falta de datos necesarios para modelar y predecir el comportamiento de los electrones de alta energía en el cinturón de radiación exterior”, dice Turner.

Durante la “Tormenta de Halloween” de 2003, se informó de errores de funcionamiento en más de 30 satélites, y uno se perdió por completo, dice Angelopoulos, coautor de la investigación actual. Conforme se aproxima el máximo solar de 2013, marcando el pico de actividad solar a lo largo de un ciclo de aproximadamente 11 años, las tormentas geomagnéticas pueden tener lugar incluso hasta varias veces por mes.

“Los electrones de alta energía pueden reducir el tiempo de vida de una nave de manera significativa”, señala Turner. “Los satélites que pasan un periodo prolongado dentro del cinturón de radiación activo podrían dejar de funcionar años antes”.

Aunque una nave mecanizada podría incluir múltiples circuitos redundantes para reducir el riesgo de fallo total durante un evento solar, los exploradores humanos en órbita no se pueden permitir el mismo lujo. Los electrones de alta energía pueden atravesar los trajes de los astronautas y suponer un serio riesgo para la salud, dice Turner.

“Como sociedad, nos hemos vuelto increíblemente dependientes de las tecnologías espaciales”, comenta. “Comprender esta población de electrones energéticos y sus extremas variaciones nos ayudará a crear modelos más precisos para predecir el efecto de las tormentas geomagnéticas en los cinturones de radiación”.

Los datos observacionales clave usados en este estudio se recopilaron mediante una red de naves de la NASA conocida como THEMIS; Angelopoulos es el investigador principal de la misión THEMIS. Se obtuvo información adicional usando dos grupos de satélites climáticos llamadas POES y GOES.

Una nueva colaboración entre UCLA y la Universidad Estatal de Moscú, en Rusia, promete mostrar una descripción aún más clara de estos electrones que desaparecen. Prevista para su lanzamiento en la primavera de 2012, la nave Lomonosov volará en la órbita baja de la Tierra para medir partículas muy energéticas con una precisión sin precedente, dice Shprits, el investigador principal del proyecto. Varios instrumentos clave para la misión están siendo desarrollados y ensamblados en UCLA.

Los cinturones de radiación de la Tierra se descubrieron en 1958 gracias al Explorer I, el primer satélite estadounidense que viajó al espacio.

“Lo que estamos estudiando fue el primer descubrimiento de la era espacial”, dice Shprits. “La gente se dio cuenta de que los lanzamientos de naves no eran simplemente noticias, también podían hacer descubrimientos científicos que eran completamente inesperados”.

Este proyecto recibió patrocinio federal procedente de NASA y la Fundación Nacional de Ciencias. Otros coautores incluyen a Michael Hartinger, estudiante graduado de UCLA en Ciencias de la Tierra y el Espacio.

Autor: Kim DeRose
Fecha Original: 29 de enero de 2012
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Cuando el Telescopio Espacial Hubble fotografió el aparente exoplaneta Fomalhaut b en 2008, se reconoció como la primera imagen en luz visible obtenida de un planeta que orbita otra estrella. El descubrimiento fue anunciado por un equipo de investigación liderado por Paul Kalas, de la Universidad de California en Berkeley. Se estimaba que el planeta era de aproximadamente el tamaño de Saturno, pero con no más de tres veces la masa de Júpiter, o tal vez menor que Saturno de acuerdo con otros estudios, e incluso podría tener anillos. Reside dentro de un anillo de escombros el cual rodea a la estrella Fomalhaut, a unos 25 años luz de distancia.

Otro equipo de Princeton, no obstante, acaba de anunciar que creen que los hallazgos originales son erróneos, y que el planeta es en realidad una nube de polvo, basándose en nuevas observaciones realizadas con el Telescopio Espacial Spitzer. Su artículo acaba de aceptarse para su publicación en la revista Astrophysical Journal.

Fomalhaut b © by thebadastronomer

De acuerdo con el resumen:

La cercana estrella Fomalhaut, de tipo A4, aloja un cinturón de escombros en forma de anillo excéntrico, el cual se cree que está provocado por la influencia gravitatoria de un planeta gigante compañero. En 2008, se informó de la detección de una fuente puntual dentro del borde interno del anillo y se interpretó como la imagen directa del planeta, conocido como Fomalhaut b. La detección se realizó a ~600–800 nm, pero no se encontraron las señales correspondientes en el rango del infrarrojo cercano, donde se esperarían las emisiones de tal planeta. Aquí presentamos observaciones profundas de Fomalhaut realizadas con Spitzer/IRAC en 4.5 µm, usando una novedosa técnica de sustracción PSF basada en ADI y LOCI, para mejorar sustancialmente el contraste de Spitzer en pequeñas separaciones. Los resultados proporcionan más de un orden de magnitud de mejora en el límite del flujo superior de Fomalhaut b, y excluye la posibilidad de que cualquier flujo procedente de la superficie de un planeta gigante contribuya al flujo observado en longitudes de onda visibles. Esto hace que cualquier conexión directa entre la luz observada y el planeta gigante dinámicamente deducido sea altamente improbable. Discutimos varias posibles interpretaciones del cuerpo total de observaciones del sistema de Fomalhaut, y encontramos que la interpretación que encaja mejor con los datos disponibles para la fuente observada es la luz dispersada por una nube de polvo en tránsito o semi-tránsito.

Kalas ha respondido al nuevo estudio diciendo que han considerado la posibilidad de la nube de polvo, pero la descartaron por varias razones. Por una parte, Spitzer carece de la sensibilidad luminosa para detectar un planeta del tamaño de Saturno, y los anillos brillantes también podrían explicar las características ópticas observadas. Comenta que: “Damos la bienvenida a los nuevos datos de Spitzer, pero realmente no estamos de acuerdo con esta interpretación”.

El equipo de Princeton,es importante señalarlo, cree que puede haber un planeta real orbitando a Fomalhaut, pero aún oculto a la detección. Del artículo:

En particular, encontramos que casi con toda certeza no hay un flujo directo desde un planeta que contribuya a la firma en luz visible. Esto, en combinación con el cuerpo existente de datos del sistema Fomalhaut, implica de manera sólida que el planeta gigante compañero deducido dinámicamente y la fuente puntual de luz visible no están físicamente relacionados. Esto, a su vez, implica que el “verdadero” Fomalhaut b aún está oculto en el sistema. Aunque hemos encontrado una fuente puntual provisional en nuestras imágenes que, en principio, podría corresponder a este objeto, su significado es demasiado bajo para distinguir si el real o no actualmente.

La resolución del debate puede llegar gracias al Telescopio Espacial James Webb, previsto para su lanzamiento en 2018.

Por supuesto, sería muy decepcionante que Fomalhaut b resulte no ser un planeta después de todo, pero no olvidemos que se están confirmando y descubriendo miles de planetas nuevos. Puede que en ocasiones haya falsos positivos, pero hasta el momento la búsqueda planetaria ha sido todo un éxito…

Artículos de Referencia:

http://arxiv.org/pdf/1201.4388v1.pdf

Autor: Paul Scott Anderson
Fecha Original: 26 de enero de 2012
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La misión Kepler de la NASA ha descubierto 11 nuevos sistemas planetarios que albergan 26 planetas confirmados. Estos descubrimientos casi duplican el número de planetas verificados por Kepler y triplican el número de estrellas conocidas que tienen más de un planeta que las transita, o pasa frente a ellas. Tales sistemas ayudarán a los astrónomos a comprender mejor cómo se forman los planetas.

Los planetas orbitan cerca de sus estrellas madre y varían en tamaño, de 1,5 veces el radio de la Tierra a mayores que Júpiter. Quince están entre el tamaño de la Tierra y Neptuno. Se requerirán posteriores observaciones para determinar cuáles son rocosos, como la Tierra, y cuáles tienen gruesas atmósferas gaseosas como Neptuno. Los planetas orbitan sus estrella una vez entre 6 y 143 días. Todos están más cerca de sus estrellas de lo que Venus lo está del Sol.

Sistemas múltiples y sus planetas Crédito:NASA

“Antes de la misión Kepler, teníamos conocimiento de tal vez 500 exoplanetas en todo el cielo”, dice Doug Hudgins, científico del programa Kepler en las Oficinas Centrales de la NASA en Washington. “Ahora, en apenas dos años observando una zona del cielo no mucho mayor que tu puño, Kepler ha descubierto más de 60 planetas y más de 2300 candidatos a planeta. Esto nos dice que nuestra galaxia está positivamente cargada de planetas de todos los tamaños y órbitas”.

Kepler identifica los candidatos a planeta midiendo repetidamente los cambios en el brillo de más de 150 000 estrellas, para detectar cuándo pasa un planeta frente a la estrella. Esto paso arroja una pequeña sombra hacia la Tierra y la nave Kepler.

“Confirmar que el pequeño decremento en el brillo de la estrella se debe a un planeta requiere de observaciones adicionales y análisis que llevan tiempo”, dice Eric Ford, Profesor Asociado de Astronomía en la Universidad de Florida y autor principal del artículo que confirma a Kepler-23 y Kepler-24. “Verificamos estos planetas usando técnicas que aceleran drásticamente el descubrimiento”.

Cada nuevo sistema planetario confirmado contiene de dos a cinco planetas en tránsito muy poco espaciados. En los sistemas planetarios tan compactos, el tirón gravitatorio de los planetas entre sí provoca que algunos aceleren y otros frenen a lo largo de sus órbitas. La aceleración provoca que cambie el periodo orbital de cada planeta. Kepler detecta este efecto midiendo los cambios, o lo que se conoce como Variaciones de Sincronismo en el Tránsito (TTV).

Los sistemas planetarios con TTV pueden verificarse sin necesidad de extensas observaciones desde telescopios terrestres, acelerando la confirmación de los planetas candidatos. Esta técnica de detección también incrementa la capacidad de Kepler de confirmar sistemas planetarios alrededor de estrellas más lejanas y tenues.

“Sincronizando con precisión cuándo transita cada planeta a su estrella, Kepler detectó el tirón gravitatorio de los planetas entre sí, cerrando el caso para 10 de los nuevos sistemas planetarios anunciados”, dice Dan Fabrycky, Becario Hubble en la Universidad de California en Santa Cruz, y autor principal de un artículo que confirma a Kepler-29, 30, 31 y 32.

Cinco de los sistemas (Kepler-25, Kepler-27, Kepler-30, Kepler-31 y Kepler-33) contienen un par de planetas donde el planeta interior orbita a la estrella dos veces por cada órbita del planeta exterior. Cuatro de los sistemas (Kepler-23, Kepler-24, Kepler-28 y Kepler-32) tienen un emparejamiento donde el planeta exterior orbita a la estrella dos veces por cada tres órbitas del planeta interior.

“Estas configuraciones ayudan a amplificar las interacciones gravitatorias entre los planetas, de forma similar a como mis hijos balancean sus piernas en un columpio en el momento adecuado para subir más alto”, dice Jason Steffen, becario Brinson de posdoctorado en el Centro Fermilab de Astrofísica de Partículas en Batavia, Illinois, y autor principal de un artículo que confirma a Kepler-25, 26, 27 y 28.

Kepler-33, una estrella que es más vieja y masiva que nuestro Sol, tenía más planetas. El sistema albergaba cinco planetas, variando en tamaño de 1,5 a 5 veces el de la Tierra. Todos los planetas se sitúan más cerca de su estrella de lo cualquier planeta está respecto a nuestro Sol.

Las propiedades de una estrella proporcionan pistas para la detección de planetas. La bajada en el brillo de la estrella y la duración de un tránsito planetario, en combinación con las propiedades de su estrella madre, presentan una firma reconocible. Cuando los astrónomos detectan candidatos a planeta que exhiben firmas similares alrededor de la misma estrella, la probabilidad de que cualquiera de éstos sea un falso positivo es muy baja.

“La aproximación usada para verificar los planetas de Kepler-33 demuestran que la fiabilidad global es bastante alta”, dijo Jack Lissauer, científico planetario en el Centro de Investigación Ames de la NASA en Moffett Field, California, y autor principal del artículo sobre Kepler-33. “Ésta es una validación por multiplicidad”.

Estos descubrimientos se publican en cuatro artículos distintos en las revistas Astrophysical Journal y Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Autor: Withney Clavin
Fecha Original: 26 de enero de 2012
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El misterio de cómo las galaxias, incluyendo la Vía Láctea, se han magnetizado se ha resuelto mediante experimentos que usan láseres de alta potencia.

Reproduciendo las condiciones que se encuentran en las galaxias en desarrollo, los físicos han demostrado que las ondas de choque pueden generar minúsculas ‘semillas’ magnéticas, que podrían finalmente crecer hasta formar los campos magnéticos a gran escala que observamos hoy. La investigación se describe en el ejemplar de hoy de Nature.

“Las observaciones indican que los campos magnéticos son ubicuos en los cúmulos de galaxias, galaxias, e incluso en los vacíos”, dice Gianluca Gregori, autor principal del estudio de la Universidad de Oxford en Inglaterra.

“Para explicar esta magnetización a gran escala, los campos magnéticos deben haber existido durante mucho tiempo. Pero, ¿de dónde proceden estas semillas magnéticas? Nuestro experimento indica que la generación de semillas por ondas de choque es una explicación plausible, como inicialmente se sugería en las simulaciones numéricas”.

Centro de la galaxia © by Victor Pérez :: victorperezp.com

Galaxias magnéticas

Se cree que cada galaxia y cúmulo de galaxias de nuestro universo tiene un campo magnético. Aunque mucho más débiles que el campo magnético de la Tierra, estos campos galácticos desempeñan un papel importante en la formación estelar, así como en ayudar a evitar el colapso gravitatorio de las galaxias.

Los científicos creen que los campos magnéticos galácticos se generan a partir de campos de semillas más débiles. Estas semillas se amplifican a través de un mecanismo de dinamo, en el cual la rotación y turbulencia del medio interestelar de la galaxia – el gas y polvo que hay entre las estrellas – actúa para reforzar el campo magnético original.

Sin embargo, este mecanismo no explica cómo empiezan a existir los propios campos de semillas. Uno de los métodos propuestos para crear semillas es a través de ondas de choque generadas por el colapso de materia en las ‘protogalaxias’ en desarrollo. De acuerdo con esta hipótesis, las ondas de choque pasan a través del plasma de la galaxia (un gas compuesto de partículas cargadas), creando una corriente eléctrica y, por tanto, un campo magnético. Este proceso se conoce como “batería de Biermann”.

Simulando ondas de choque

Ahora, un equipo internacional de físicos ha simulado con éxito este proceso de la batería de Biermann usando un láser de alta potencia para crear ondas de choque comparables a las que tienen lugar en una protogalaxia.

El láser de pulsos se dirigió hacia una pequeña vara de carbono dentro de una cámara rellena de gas de helio. “Esto simuló una explosión”, dice Gregori. “Se requería un gran láser como punto de inicio debido a que queríamos hacer la explosión tan fuerte como fuese posible. El usado en LULI (Laboratoire pour l’Utilisation de Lasers Intenses) en París es uno de los mayores de Europa”.

Esta explosión creó una onda de choque por delante del material en expansión. Conforme la onda de choque se movía a través del plasma de la cámara, se creó un bucle de corriente, que a su vez generó un campo magnético.

Minúsculas semillas magnéticas

Habiendo medido la fuerza del campo magnético creado en su laboratorio, los investigadores usaron entonces una simple relación de escala para estimar la fuerza de un hipotético campo magnético galáctico.

Sus cálculos dieron una fuerza para el campo magnético galáctico de aproximadamente 1 zG (zeptoGauss). Para poner esto en perspectiva, el campo magnético de la Tierra es aproximadamente 10²⁰ veces más fuerte.

Pero aunque puede ser minúscula, esta fuerza del campo magnético concuerda con los valores predichos por las anteriores simulaciones numéricas. Los investigadores proponen que este campo de semillas puede amplificarse luego a valores más altos mediante movimientos turbulentos, a lo largo de escalas temporales de cientos de millones de años.

No es la única forma

“Este tipo de exploraciones – estudiar los fenómenos astrofísicos exóticos en el laboratorio – son muy divertidos y potencialmente interesantes”, comenta Larry Widrow, astrónomo y experto en campos magnéticos de la Universidad de Queen’s en Ontario, Canadá.

Pero Widrow pasó a enfatizar que los experimentos de laboratorio tales como éste sólo pueden contarnos una parte: “Lo que realmente necesitamos es una mejor comprensión de las primeras etapas de la formación de galaxias, y ésto es algo que sólo puede lograrse a través del modelado teórico y las simulaciones detalladas”.

También añadió que el proceso de Biermann no es el único mecanismo sugerido para crear campos de semillas. “Otros dos ejemplos son la generación temprana de estrellas, que pueden explotar y expeler sus campos magnéticos al medio interestelar, y los núcleos galácticos activos, que expelen de forma similar campos a través de vientos y chorros”, dice Widrow.

“Efectivamente, se han propuesto otros mecanismos”, dice Gregori. “Se han planificado experimentos en instalaciones láser aún mayores para estudiar estos escenarios”. Uno de estos experimentos se llevará a cabo en la Instalación de Ignición Nacional en Livermore, California – el mayor sistema láser del mundo.

Autor: James Lloyd
Fecha Original: 26 de enero de 2012
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Los astrónomos han detectado un misterioso anillo de gas de monóxido de carbono alrededor de la joven estrella V1052 Cen, que está a unos 700 años luz de distancia en la constelación austral de Centauro. El anillo es parte del disco de formación planetaria de la estrella, y  está tan lejos de V1052 Cen como la Tierra del Sol. Descubierto con el Very Large Telescope (VLT) del Observatorio Europeo Austral (ESO), sus bordes son inusualmente nítidos.

El monóxido de carbono a menudo se detecta cerca de jóvenes estrellas, pero el gas normalmente se expande a través del disco de formación planetaria. Lo que diferencia a este anillo es que su forma es más similar a una cuerda que a un plato, dice Charles Cowley, Profesor Emérito de la Universidad de Michigan que lideró el trabajo de investigación internacional.

Imagen artística de V1052 Cen © by Kanijoman

“Es emocionante debido a que éste es el anillo más comprimido que hemos observado, y requiere de una explicación”, dice Cowley. “Actualmente, no comprendemos qué hace que sea una soga en lugar de un plato”.  Tal vez los campos magnéticos lo mantienen en ese lugar, dicen los investigadores. Tal vez los “planetas guía” predominan ahí, como varias de las lunas de Saturno que controlan ciertos anillos planetarios.

“Lo que hace a esta estrella tan especial es su potente campo magnético y el hecho de que rota de forma extremadamente lenta en comparación con otras estrellas del mismo tipo”, dice Swetlana Hubrig, del Instituto Leibniz para Astrofísica en Potsdam (AIP), Alemania.

Las propiedades únicas de la estrella captaron por primera vez la atención de los investigadores en 2008, y han estado estudiándola intensamente desde entonces.

Comprender la interacción entre estrellas centrales, sus campos magnéticos y los discos de formación planetaria es crucial para que los astrónomos reconstruyan la historia del Sistema Solar. También es importante tener en cuenta la diversidad de sistemas planetarios conocidos más allá del nuestro. Este nuevo hallazgo genera más preguntas de las que responde sobre las etapas finales de la formación estelar y del Sistema Solar.

“¿Por qué los movimientos turbulentos no rompen el anillo?”, se pregunta Cowley. “¿Cómo de permanente es la estructura?” ¿Qué fuerzas podrían actuar para preservarla durante un tiempo comparable al de la propia formación estelar?”.

El equipo está emocionado por haber encontrado un caso de prueba ideal para estudiar este tipo de objetos.

“Esta estrella es un regalo e la naturaleza”, comenta Hubrig.

Fecha Original: 18 de enero de 2012
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El descubrimiento podría ofrecer pistas sobre la naturaleza de la materia oscura.

Las galaxias como la Vía Láctea se cree que se forman a lo largo de miles de millones de años, a través de la unión de muchas galaxias menores. Como resultado, se espera que haya muchas galaxias enanas menores dispersas alrededor de la Vía Láctea. No obstante, se han observado muy pocas de dichas minúsculas galaxias reliquia, lo que ha llevado a los astrónomos a concluir que muchas de ellas deben haber tenido muy pocas estrellas, o estar hechas casi por completo de materia oscura.

En un descubrimiento anunciado el 18 de enero, un equipo de investigadores que incluye a un estudiante de posdoctorado del MIT, ha encontrado una galaxia enana oscura aproximadamente a 10 000 millones de años luz de la Tierra. Es sólo la segunda de tales galaxias en ser observada fuera de nuestra región local del universo, y es, de lejos, la más lejana.

Materia oscura y común en el universo © by Argonne National Laboratory

La galaxia enana recientemente descubierta es un satélite, lo que significa que está aferrada al borde de una galaxia mayor. “Por varias razones, no logró formar muchas, o siquiera alguna estrella, y por tanto permaneció oscura”, dice Simona Vegetti, Becaria Pappalardo en el Departamento de Física del MIT y autora principal de un artículo sobre el trabajo que aparece en la edición en línea del 18 de enero de la revista Nature.

Los científicos teorizan sobre la existencia de la materia oscura para explicar las observaciones que sugieren que hay mucha más masa en el universo de la que podemos ver. Creen que la materia oscura debería ser aproximadamente el 25 por ciento del universo; no obstante, debido a que las partículas que forman la materia oscura no absorben ni emiten luz, hasta el momento ha sido imposible detectarla e identificarla.

Los modelos por ordenador sugieren que la Vía Láctea debería tener aproximadamente 10 000 galaxias satélite, pero sólo se han observado 30. “Podría ser que muchas de las galaxias satélite estén hechas de materia oscura, haciéndolas esquivas a la detección, o puede que haya un problema con la forma en que pensamos que se forman las galaxias”, dice Vegetti.

En el nuevo estudio, Vegetti trabajó junto con su antiguo supervisor de doctorado, el Profesor Leon Koopmans de la Universidad de Groningen en los Países Bajos; David Lagalutta y el Profesor Christopher Fassnacht de la Universidad de California en Davis; Matthew Auger de la Universidad de California en Santa Barbara; y John McKean del Instituto de Radioastronomía de los Países Bajos.

El equipo se centró en galaxias más lejanas para buscar satélites oscuras, usando un método conocido como lente gravitatoria. Para usar esta técnica, los investigadores usaron dos galaxias alineadas, vistas desde la Tierra. La galaxia más lejana emite rayos de luz que son desviados por la galaxia más cercana (que actúa como lente). Analizando los patrones de rayos de luz desviados por la galaxia lente que está en primer plano, los investigadores pueden determinar si hay alguna galaxia satélite agrupada a su alrededor, y medir lo masiva que es.

“Es realmente emocionante que no sólo tengamos un método a mano para poner a prueba las predicciones del modelo de materia oscura fría, sino también hacer un descubrimiento de una satélite oscura de masa baja cientos de veces más lejana en comparación con nuestro grupo de galaxias locales”, señala Koopmans.

Los investigadores usaron el Telescopio Keck-II en Hawái para hacer sus observaciones, aprovechando una parte especial del equipo óptico que proporciona imágenes definidas del cielo. Planean usar el mismo método para buscar más galaxias satélite en otras regiones del universo, que creen que podrían ayudar a corroborar o desafiar las predicciones de cómo se comporta la materia oscura.

“Ahora tenemos una satélite oscura, pero supón que no encontramos las suficientes – entonces tendremos que cambiar las propiedades de la materia oscura”, dice Vegetti. “O puede que encontremos tantas satélites como vemos en las simulaciones, y eso nos dirá que la materia oscura tiene las propiedades que creemos que tiene”.

Por ejemplo, debido a que la temperatura determina la masa y el número de satélites que se forman, puede ser necesario ajustar la estimación actual de temperatura para la materia oscura si el número de satélites oscuras encontrado es menor del proyectado.

La existencia de esta galaxia oscura de masa baja está justo en el límite de lo esperado si el universo estuviese compuesto de materia oscura que tiene una temperatura fría. Sin embargo, será necesario encontrar satélites oscuras para confirmar esta conclusión”, dice Vegetti.

Andrey Kravtsov, profesor asociado de astronomía y astrofísica, dice que el nuevo estudio es una “contribución muy valiosa” a las pruebas en curso para la predicción de que deberían encontrarse pequeños cúmulos de materia oscura dispersos alrededor de los bordes de galaxias mayores.. “Las incertidumbres son bastante grandes, pero hasta el momento, la abundancia de tales cúmulos están de acuerdo con las expectativas de los modelos de formación de estructuras que se basan en el escenario de materia oscura fría”, dice Kravtsov, quien no estuvo implicado en la investigación.

Autor: Anne Trafton
Fecha Original: 19 de enero de 2012
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