Blog de Enunlugardelcosmos

Blog dedicado a la cosmología

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

Fermiones de Majorama y Dirac.

Escrito por Enunlugarenelcosmos 28-03-2016 en ciencia. Comentarios (0)

Fermiones de Majorana y Dirac.
En física de partículas, un fermión de Majorana es un fermión que es su propia antipartícula. No se conocen fermiones elementales con su propia antipartícula, pero en física de la materia condensada han sido descubiertos hace mucho los fermiones de Majorana como cuasipartículas o en superconductores (formando una dupla con o sin acoplamiento spin-orbital).
Los fermiones de Majorana no se habían podido observar en la naturaleza. En la universidad de Delf el físico Leo Kouwehoven logró observar estos ferminones de Majorana por medio de nano fibras. En 1937 Ettore Majorana declaró su existencia pero no le fue posible su demostración. Esta, sin embargo, fue demostrada en el año 2012. En octubre de 2014 un equipo de Princeton publicó un estudio en la revista Science donde demuestran su existencia por medio de detección directa, en un experimento controlado con materiales superconductores y observado con un microscopio de efecto túnel, que permite ver un material a nivel atómico. Los investigadores tomaron una finísima tira de hierro de un átomo de ancho y la enfriaron hasta rozar el cero absoluto (-273 grados). Fue entonces cuando, a cada extremo de la cadena, aparecieron los esquivos fermiones de Majorana.
El neutralino de los modelos supersimétricos es un fermión de Majorana.
En física de partículas, un fermión de Dirac es un fermión que no es su propia antipartícula. Se llama así por Paul Dirac. Todos los fermiones en el Modelo Estándar, excepto posiblemente los neutrinos, son fermiones de Dirac.

Foto de En un lugar del cosmos.

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Sistema planetario 61 Virginis.

Escrito por Enunlugarenelcosmos 28-03-2016 en ciencia. Comentarios (0)

Sistema planetario 61 Virginis.
-61 Virginis b.
61 Virginis b es un planeta extrasolar que orbita la estrella de tipo G 61 Virginis, localizado aproximadamente a 27 años luz en la constelación de Virgo. Este planeta tiene una masa 5,1 veces la de la Tierra (clasificándose como una Super-Tierra) y tarda 4 días en completar su periodo orbital, siendo su semieje mayor de aproximadamente 0,05 UA. Este planeta fue descubierto el 14 de diciembre de 2009 usando el método de la velocidad radial y el telescopio Keck.
-61 Virginis c.
61 Virginis c es un planeta extrasolar que orbita la estrella de tipo G 61 Virginis, localizado aproximadamente a 27 años luz en la constelación de Virgo. Este planeta tiene una masa 18,2 veces la de la Tierra y tarda 28 días en completar su periodo orbital, siendo su semieje mayor de aproximadamente 0,21 UA. Este planeta fue descubierto el 14 de diciembre de 2009 usando el método de la velocidad radial y el telescopio Keck. Es probable que sea un gigante gaseoso como Urano o Neptuno.
-61 Virginis d.
61 Virginis d es un planeta extrasolar que orbita la estrella de tipo G 61 Virginis, localizado aproximadamente a 27 años luz en la constelación de Virgo. Este planeta tiene una masa 22,9 veces la de la Tierra y tarda 123 días en completar su periodo orbital, siendo su semieje mayor de aproximadamente 0,47 UA. Este planeta fue descubierto el 14 de diciembre de 2009 usando el método de la velocidad radial y el telescopio Keck.1 2 Es probable que sea un gigante gaseoso como Urano o Neptuno.

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61 Virginis

Escrito por Enunlugarenelcosmos 28-03-2016 en ciencia. Comentarios (0)

61 Virginis (61 Vir / HD 115617) es una estrella en la constelación de Virgo de magnitud aparente +4,74, situada al suroeste de la brillante Espiga (α Virginis).2 Se encuentra a sólo 27,8 años luz del Sistema Solar; estrellas cercanas a ella son GJ 3820 y Gliese 465, ambas enanas rojas a 4,6 y 6,4 años luz respectivamente. Desde 2009 se conoce la existencia de tres planetas en órbita alrededor de esta estrella.
61 Virginis es una enana amarilla de tipo espectral G5V1 y 5558 K de temperatura superficial. Considerada una análoga solar, tiene una masa y un radio ligeramente inferiores a los del Sol, brillando con un 78% de su luminosidad. Su velocidad de rotación es de 2,2 km/s, completando un giro cada 33 días. Se la considera una estrella antigua e inactiva con una edad estimada entre 6300 y 9000 millones de años. Observaciones llevadas a cabo a lo largo de 16 años indican que su fotometría es estable.
61 Virginis muestra un exceso de emisión infrarroja a 70 μm que se relaciona con la existencia de un disco de polvo a su alrededor. Considerando los granos de polvo como cuerpos negros (objetos teóricos que absorben toda la radiación que incide sobre ellos), la temperatura del disco sería de 97 K, estando situado a 8,3 UA respecto a la estrella. A partir de observaciones realizadas con el Telescopio espacial Spitzer se ha postulado la existencia de un grueso segundo anillo de polvo que —asumiendo que la emisión procede de granos de silicatos de 25 μm— estaría situado entre 120 ± 20 UA y 220 ± 10 UA de la estrella.
Existe cierta controversia en cuanto a la metalicidad de 61 Virginis, dato que se relaciona con la existencia de sistemas planetarios; mientras que algunas fuentes señalan una metalicidad ligeramente inferior a la solar, estudios espectroscópicos revelan un contenido en hierro entre un 35% y un 58% mayor que el de nuestra estrella, dependiendo del método de calibración utilizado. Asimismo, los niveles de otros elementos como magnesio, calcio y cobre son algo más elevados que en el Sol —en torno a un 25%—. Sólo el azufre muestra una menor abundancia relativa ([S/H] = -0,12).
Por otra parte, su abundancia de litio puede ser semejante a la solar (logє[Li] < 1,20).
Pequeñas variaciones detectadas en la velocidad radial de 61 Virginis se atribuyeron a la posible presencia de un gigante gaseoso, pero parece que no posee un compañero masivo próximo. Estudios posteriores descartaron la presencia de un cuerpo del tamaño de una enana marrón (entre 20 a 80 veces la masa de Júpiter).
Sin embargo, en 2009 se anunció el descubrimiento de tres planetas extrasolares en órbita alrededor de esta estrella, con masas comprendidas entre 5 y 25 veces la masa de la Tierra. Los tres planetas orbitan muy cerca de la estrella; en comparación con nuestro Sistema Solar, los tres se moverían dentro de la órbita de Venus. Por otra parte, se necesitan datos adicionales para confirmar la posible presencia de un cuarto planeta. Se piensa que, en órbitas exteriores dentro del disco de polvo a unas 120 UA, pueden existir planetas menos masivos que Júpiter aún no detectados.
La zona de habitabilidad estelar se sitúa a una distancia aproximada de 0,9 UA respecto a 61 Virginis.

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El APM 08279+5255

Escrito por Enunlugarenelcosmos 28-03-2016 en ciencia. Comentarios (0)

El APM 08279+5255 es un cuásar hiperluminoso, tenía, cuando se descubrió en 1998, una magnitud absoluta de -32,2, aunque las imágenes de alta resolución del telescopio espacial Hubble y el telescopio Keck revelaron que este sistema era una lente gravitacional. Un estudio del fenómeno de lente gravitacional en este sistema sugiere que se ha aumentado en un factor de 10. Se trata, de todas formas, de un objeto más luminoso que los quasares más cercanos como por ejemplo el 3C 273.
En julio del 2011, la revista Astrophysical Journal Letters, ha publicado el hallazgo de lo que hasta el momento se configura como la mayor reserva de agua en el Universo. El descubrimiento se debe a un grupo de astrónomos del Jet Propulsion Laboratory (JPL) de la NASA y del California Institute of Technology (CALTECH).

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3C273

Escrito por Enunlugarenelcosmos 28-03-2016 en ciencia. Comentarios (0)

3C273 es un quásar localizado en la constelación de Virgo.
Fue el primer cuásar descubierto. El nombre de 3C273 significa que fue el objeto n.º 273 (en orden de ascensión recta) del Third Cambridge Catalog of Radio Sources (3C), publicado en 1959. Después de mejorar la posición del objeto observando la ocultación de la fuente por la luna con el Parkes Radio Telescope, la radiofuente fue rápidamente asociada con una contrapartida en el óptico, un objeto estelar no resuelto. En 1963, Maarten Schmidt y Bev Oke publicaron varios artículos en la revista Nature dando cuenta del gran corrimiento al rojo de la fuente, lo que implicaba que a pesar de su apariencia estelar, estaba muy lejos de nuestra galaxia (varios miles de millones de años-luz).
A raíz del descubrimiento de 3C273, muchas otras radiofuentes fueron asociadas con contrapartidas ópticas de similar naturaleza, la primera fue 3C48. También, muchas galaxias activas que habían sido erróneamente identificadas como estrellas variables se asimilaron a este nuevo tipo de objetos, incluyendo objetos tan famosos como BL Lac, W Com y AU CVn. Sin embargo, no se comprendió la verdadera naturaleza de estos objetos ya que no se parecían al espectro de ninguna estrella conocida. 3C273 fue el primer objeto en ser identificado como lo que ahora llamamos quásar, que son objetos extremadamente luminosos a distancias cosmológicas.
3C273 es un quásar radio-silencioso, y fue también la primera fuente extragaláctica de rayos X descubierta en 1970. Su luminosidad es variable en casi todas las longitudes de onda, desde las ondas de radio a los rayos gamma en escala de días a décadas. Se ha observado polarización en radio, infrarrojo y óptico, lo cual sugiere que una gran cantidad de emisión es por radiación sincrotrón, creda por el jet de partículas cargadas moviéndose a velocidades relativistas. Las observaciones de VLBI en radio de 3C273 muestran movimientos propios de la fuente de algunas regiones de emisión que aparentemente se mueven a velocidades superlumínicas.
La posición de 3C273 es (J2000) ascensión recta 12h 29m 6,7s, declinación +2d 3m 8,6s, y es visible en primavera en ambos hemisferios. Es suficientemente brillante para ser observado con telescopios de aficionado grandes.
Es el quásar más brillante conocido en el espectro óptico (m ~12,9), y uno de los más cercanos con un corrimiento hacia el rojo, z=0,16. Usando la constante de Hubble obtenida por la misión WMAP de 71 km/s por megapársec, este desplazamiento al rojo corresponde con una distancia de ~670 millones de parsecs, o sea, en torno a 2 200 millones de años-luz. También es uno de los quásares más luminosos conocidos, con una magnitud absoluta de –26,7.
3C 273 se halla en el corazón de una galaxia elíptica gigante de tamaño de 30 segundos de arco en su eje mayor y una magnitud aparente de aproximadamente 16, que se traducen a la distancia a la que se halla en una magnitud absoluta de alrededor de -23 -la luminosidad esperable en una galaxia más brillante de un cúmulo de galaxias, comparable a galaxias de su tipo mucho más cercanas pero con desde luego mucha menos actividad cómo por ejemplo la M87 en el Cúmulo de Virgo- y un diámetro en su eje mayor de más de 300 000 años-luz respectivamente. Este quásar tiene también un jet observable en longitud de onda visible, que mide 150 000 años-luz de largo asociado a un agujero negro supermasivo, de más de 6 mil millones de masas solares, y a su disco de acreción.

Foto de En un lugar del cosmos.

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