Blog de Enunlugardelcosmos

Blog dedicado a la cosmología

En este blog encontrarás artículos y noticias relacionadas con el cosmos y con la ciencia.

Saturno y sus satélites

Escrito por Enunlugarenelcosmos 23-02-2016 en ciencia. Comentarios (0)

Saturno tiene un gran número de satélites, el mayor de los cuales, Titán es el único satélite del Sistema Solar con una atmósfera importante.
Los satélites más grandes, conocidos antes del inicio de la investigación espacial son: Mimas, Encélado, Tetis, Dione, Rea, Titán, Hiperión, Jápeto y Febe. Tanto Encélado como Titán son mundos especialmente interesantes para los científicos planetarios ya que en el primero se deduce la posible existencia de agua líquida a poca profundidad de su superficie a partir de la emisión de vapor de agua en géiseres y el segundo presenta una atmósfera rica en metano y similar a la de la primitiva Tierra.
Otros 30 satélites de Saturno tienen nombre pero el número exacto es incierto por existir una gran cantidad de objetos que orbitan este planeta. En el año 2000, fueron detectados 12 nuevos satélites, cuyas órbitas sugieren que son fragmentos de objetos mayores capturados por Saturno. La misión Cassini-Huygens también ha encontrado nuevos satélites, la última de ellas anunciada el 3 de marzo de 2009 y que hace la número 61 del planeta.
El disco aparente de Titán —un borroso círculo anaranjado de bordes algo más oscuros— puede verse con telescopios de aficionados a partir de los 200 mm de abertura, utilizando para ello más de 300 aumentos y cielos estables: en sus mayores aproximaciones llega a medir 0,88 segundos de arco. El resto de los satélites son mucho menores y siempre parecen estrellas, incluso a gran aumento.
Los satélites más internos pueden capturarse, sin embargo, con cualquier cámara CCD empleando focales superiores a los 2 m.

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La Galaxia del Triángulo

Escrito por Enunlugarenelcosmos 23-02-2016 en ciencia. Comentarios (0)

M33 es un miembro del Grupo Local de galaxias -el tercero en brillo y tamaño- y parece estar vinculada gravitacionalmente con Andrómeda, la cual está a 720000 años luz de ella y a la que orbita en una órbita de alta excentricidad. LGS 3, uno de los miembros más pequeños del Grupo Local, posiblemente sea una galaxia satélite de ella.
Esta galaxia seguramente fue descubierta por Giovanni Battista Odierna antes de 1654, quien la agrupó junto con el cúmulo abierto que hoy conocemos como NGC 752. Charles Messier la descubrió independientemente en 1764, catalogándola como M33 el 25 de agosto. La Galaxia del Triángulo también fue catalogada por William Herschel el 11 de septiembre de 1784, asignándole el número H V.17. M33 se encuentra entre las primeras "Nebulosas espirales" identificadas por Lord Rosse.
Herschel designó la mayor región H II de esta galaxia (nebulosa de emisión difusa que contiene hidrógeno ionizado) como H III.150 separándola de ella y nombrándola NGC 604. Vista desde la Tierra, NGC 604 está localizada al noreste del centro galáctico, y es una de las regiones H II más grandes conocidas, con un diámetro de 1500 años luz y un espectro similar al de M42.
Aunque no puedan compararse con NGC 604, otras regiones HII de Triángulo son también tan grandes y brillantes que tienen su propio número NGC, cómo por ejemplo NGC 588, NGC 592, y NGC 595.
La Galaxia del Triángulo puede observarse a ojo desnudo bajo condiciones excepcionales, y para muchas personas, es el objeto visible a simple vista más distante. Sin embargo, es muy grande y difusa y el mejor instrumento para observarla son unos binoculares, pudiendo incluso bajo condiciones muy buenas barruntarse con ellos sus brazos espirales, o un telescopio trabajando a muy bajos aumentos. Lo más importante e interesante que han destacado los expertos de M33 es que se trata de un auténtico hervidero de estrellas nacientes, en donde surgen soles a un ritmo muy superior al que nos tiene acostumbrados nuestra Vía Láctea, conteniendo además de NGC 604 algunas de las asociaciones estelares más ricas y brillantes del Grupo Local.
M33 tiene un décimo de la masa de la Vía Láctea y mide 50.000 años luz de largo, aproximadamente la mitad que nuestra galaxia.
Foto por cortesía de Lucas Herrero Barrasa.

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Neutrinos

Escrito por Enunlugarenelcosmos 23-02-2016 en ciencia. Comentarios (0)

La existencia del neutrino fue propuesta en 1930 por el físico Wolfgang Pauli para compensar la aparente pérdida de energía y momento lineal en la desintegración β de los neutrones según la siguiente ecuación(fórmula abajo).
Wolfgang Pauli interpretó que tanto la masa como la energía serían conservadas si una partícula hipotética denominada «neutrino» participase en la desintegración incorporando las cantidades perdidas. Desafortunadamente, esta partícula hipotéticamente prevista había de ser sin masa, ni carga, ni interacción fuerte, por lo que no se podía detectar con los medios de la época.Durante 25 años, la idea de la existencia de esta partícula sólo se estableció de forma teórica.
De hecho, es muy pequeña la posibilidad de que un neutrino interactúe con la materia ya que, según los cálculos de física cuántica, sería necesario un bloque de plomo de una longitud de un año luz (9,46 billones de kilómetros) para detener la mitad de los neutrinos que lo atravesaran.
En 1956 Clyde Cowan y Frederick Reines demostraron su existencia experimentalmente. Lo hicieron bombardeando agua pura con un haz de 1018 neutrones por segundo. Observaron la emisión subsiguiente de fotones, quedando así determinada su existencia. A este ensayo, se le denomina experimento del neutrino.
En 1962 Leon Max Lederman, Melvin Schwartz y Jack Steinberger mostraron que existía más de un tipo de neutrino al detectar por primera vez al neutrino muónico. En el año 2000 fue anunciado por parte de la Colaboración DONUT en Fermilab el descubrimiento del neutrino tauónico. Su existencia ya había sido predicha, puesto que los resultados del decaimiento del bosón Z medidos por LEP en CERN eran compatibles con la existencia de 3 neutrinos.
En septiembre de 2011, la colaboración OPERA anunció que el análisis de las medidas para la velocidad de los neutrinos en su experimento arrojaba valores superlumínicos. En particular, la velocidad de una cierta clase de neutrino podría ser un 0,002 % mayor que la de la luz, lo que aparentemente contradiría la teoría de la relatividad.
Sin embargo, en los días posteriores al anuncio (que tuvo una espectacular difusión internacional), a través del británico Institute of Physics se hicieron patentes algunos desacuerdos entre miembros del equipo internacional sobre la necesidad de efectuar más pruebas, y de publicar los resultados en revistas con peer review, antes de dar más publicidad a estos primeros resultados.
Más recientemente, el 10 de noviembre de 2011, el director científico del CERN, Sergio Bertolucci, ha declarado a la prensa que «el experimento está siendo repetido por nosotros y por otros científicos en Estados Unidos, Japón e Italia», y que «lo más probable es que se demuestre que hubo un error en el experimento inicial y que el límite sigue siendo la velocidad de la luz». Un nuevo experimento en el CERN (Organización Europea para la Investigación Nuclear) ha arrojado el mismo resultado que el estudio del pasado mes de septiembre. No obstante Fernando Ferroni, presidente del INFN, afirmó: «El resultado positivo del experimento nos hace confiar más en el resultado, aunque habrá que esperar a ver los resultados de otros experimentos análogos en otras partes del mundo antes de decir la última palabra».Se ha dicho desde el mismo organismo que a la hora de la medida de la distancia recorrida por los neutrinos hubo un fallo en el sistema de posicionamiento (GPS), al tener un cable desconectado, por lo que la medida de la velocidad superlumínica ha sido descartada.
Clases:
Existen tres tipos de neutrinos asociados a cada una de las familias leptónicas (o sabores): neutrino electrónico, neutrino muónico y neutrino tauónico más sus respectivas antipartículas.
Los neutrinos pueden pasar de una familia a otra (es decir, cambiar de sabor) en un proceso conocido como oscilación de neutrinos. La oscilación entre las distintas familias se produce aleatoriamente, y la probabilidad de cambio parece ser más alta en un medio material que en el vacío. Dada la aleatoriedad del proceso, las proporciones entre cada uno de los sabores tienden a repartirse por igual (1/3 del total para cada tipo de neutrino) a medida que se producen sucesivas oscilaciones. Fue este hecho el que permitió considerar por primera vez la oscilación de los neutrinos, ya que al observar los neutrinos procedentes del Sol (que deberían ser principalmente electrónicos) se encontró que sólo llegaban un tercio de los esperados. Los dos tercios que faltaban habían oscilado a los otros dos sabores y por tanto no fueron detectados. Esto es el llamado «Problema de los neutrinos solares».
La oscilación de los neutrinos implica directamente que éstos han de tener una masa no nula, ya que el paso de un sabor a otro sólo puede darse en partículas masivas.
Implicaciones astrofísicas de su masa:
En el modelo estándar se consideraba inicialmente al neutrino como a una partícula sin masa. De hecho, en muchos sentidos se la puede considerar de masa nula pues ésta es, por lo menos diez mil veces menor que la del electrón. Esto implica que los neutrinos viajan a velocidades muy cercanas a la de la luz. Por ello, en términos cosmológicos al neutrino se le considera materia caliente, o materia relativista. En contraposición la materia fría sería la materia no relativista.
En 1998, durante la conferencia 0-mass neutrino, se presentaron los primeros trabajos que mostraban que estas partículas tienen una masa ínfima. Previamente a estos trabajos se había considerado que la hipotética masa de los neutrinos podía tener una contribución importante dentro de la materia oscura del Universo. Sin embargo, resultó que la masa del neutrino era insuficiente, demasiado pequeña para ser siquiera tenida en cuenta en la ingente cantidad de materia oscura que se calcula que hay en el universo. Por otro lado, los modelos de evolución cosmológica no cuadraban con las observaciones si se introducía materia oscura caliente. En ese caso las estructuras se formaban de mayor a menor escala. Mientras que las observaciones parecían indicar que primero se formaron las agrupaciones de gas, luego estrellas, luego proto galaxias, luego cúmulos, cúmulos de cúmulos, etc. Las observaciones, pues, cuadraban con un modelo de materia oscura fría. Por estos dos motivos se desechó la idea de que el neutrino contribuyera de forma destacada a la masa total del universo.
Mañana continuaremos con la explicación.

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La Nebulosa Medialuna

Escrito por Enunlugarenelcosmos 23-02-2016 en ciencia. Comentarios (0)

La Nebulosa Medialuna (NGC 6888), también llamada Nebulosa Creciente o Caldwell 27, es una nebulosa de emisión en la constelación de Cygnus, situada 6º al suroeste de Sadr (γ Cygni). Se encuentra a unos 4700 años luz de distancia de la Tierra.
La Nebulosa Medialuna es una nebulosa de Wolf-Rayet, formada por el fuerte viento estelar originado por la estrella de Wolf-Rayet HD 192163 (WR 136) que choca y dinamiza el viento más lento que expulsó la estrella cuando se convirtió en una gigante roja hace unos 400.000 años. A resultas de esta colisión se ha formado una envoltura y dos ondas de choque, una moviéndose hacia afuera y otra hacia dentro. La onda de choque que se mueve hacia el interior calienta el viento estelar hasta temperaturas en donde se emiten rayos X.
Foto por cortesía de Lucas Herrero Barrasa.

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Neutrino y el Sol.

Escrito por Enunlugarenelcosmos 23-02-2016 en ciencia. Comentarios (0)

El Sol es la más importante fuente de neutrinos a través de los procesos de desintegración beta de las reacciones que acaecen en su núcleo. Como los neutrinos no interaccionan fácilmente con la materia, escapan libremente del núcleo solar atravesando también la Tierra. Aparte de las reacciones nucleares, hay otros procesos generadores de neutrinos, los cuales se denominan neutrinos térmicos ya que, a diferencia de los neutrinos nucleares, se absorbe parte de la energía emitida por dichas reacciones para convertirla en neutrinos. De esta forma, una parte de la energía fabricada por las estrellas se pierde y no contribuye a la presión, siendo la razón por la que se dice que los neutrinos son sumideros de energía. Su contribución a la energía emitida en las primeras etapas (secuencia principal, combustión del helio) no es significativa, pero en los colapsos finales de las estrellas más masivas, cuando su núcleo moribundo se encuentra a elevadísimas densidades, se producen muchos neutrinos en un medio que ya no es transparente a ellos, por lo que sus efectos se tienen que tener en cuenta.
Según los modelos solares, se debería recibir el triple de neutrinos que se detectan, ausencia que es conocida como el problema de los neutrinos solares. Durante un tiempo se intentó justificar este déficit revisando los modelos solares. El Sol quema el hidrógeno principalmente mediante dos cadenas de reacciones, la PPI y la PPII. La primera emite un neutrino y la segunda dos. Las hipótesis que se plantearon fueron que, quizá, la PPII tuviera una ocurrencia menor a la calculada debido a una falta de helio en el núcleo favorecido por algún tipo de mecanismo (frenado de la rotación por viscosidad) que mezclara parte del helio producido con el manto lo cual reduciría la cadencia de la PPII. Actualmente el problema va camino de resolverse al plantearse la teoría de la oscilación de neutrinos.
-Fuentes artificiales:
Las principales fuentes de neutrinos artificiales son las centrales nucleares, las cuales pueden llegar a generar unos 5·10 elevado 20 anti-neutrinos por segundo, y en menor medida, los aceleradores de partículas.
-Fenómenos astrofísicos:
En las supernovas tipo II son los neutrinos los que provocan la expulsión de buena parte de la masa de la estrella al medio interestelar. La emisión de energía en forma de neutrinos es enorme y sólo una pequeña parte se transforma en luz y en energía cinética. Cuando sucedió la SN 1987A los detectores captaron el débil flujo de neutrinos procedentes de la lejana explosión.
-Radiación cósmica de fondo:
Se cree que, al igual que la radiación de microondas de fondo procedente del Big Bang, hay un fondo de neutrinos de baja energía en nuestro Universo. En la década de 1980 se propuso que éstos pueden ser la explicación de la materia oscura que se piensa que existe en el universo. Los neutrinos tienen una importante ventaja sobre la mayoría de los candidatos a materia oscura: sabemos que existen. Sin embargo, también tienen problemas graves.
De los experimentos de partículas, se sabe que los neutrinos son muy ligeros. Esto significa que se mueven a velocidades cercanas a la de la luz. Así, la materia oscura hecha de neutrinos se denomina «materia oscura caliente». El problema es que, al encontrarse en rápido movimiento, los neutrinos habrían tendido a expandirse uniformemente en el Universo, antes que la expansión cosmológica los enfriara lo suficiente como para concentrarse en cúmulos. Esto causaría que la parte de materia oscura hecha de neutrinos se expandiera, siendo incapaz de formar las grandes estructuras galácticas que vemos.
Además, estas mismas galaxias y grupos de galaxias parecen estar rodeadas de materia oscura que no es lo suficientemente rápida para escapar de estas galaxias. Presumiblemente, esta materia proveyó el núcleo gravitacional para la formación de estas galaxias. Esto implica que los neutrinos constituyen sólo una pequeña parte de la cantidad total de materia oscura.
De los argumentos cosmológicos, los neutrinos reliquia (del fondo de baja energía) son estimados en poseer densidad de 56 por cada centímetro cúbico, y de tener temperatura de 1.9 K (1.7×10−4 eV), esto es, si no poseen masa. En el caso contrario, serían mucho más fríos si su masa excede los 0.001 eV. Aunque su densidad es bastante alta, debido a las extremadamente bajas secciones cruzadas de neutrinos a energías bajo 1 eV, el fondo de neutrinos de baja energía aún no ha sido observado en el laboratorio.


Foto de En un lugar del cosmos.

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