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4 noviembre 2014 2 04 /11 /noviembre /2014 15:34

 

Morir por el espacio | ciencia | EL MUNDO

www.elmundo.es › Ciencia

 

En 1923, un periodista de The New York Times le preguntó a George Mallory por qué quería alcanzar la cumbre del Everest, y el alpinista británico le contestó: "Porque está ahí". Cuatro décadas después, cuando John F. Kennedy pronunció el mítico discurso de 1962 en el que impulsó la creación del programa Apolo para viajar a la Luna, el presidente recordó la famosa frase de Mallory y proclamó: «el espacio está ahí, y lo vamos a escalar». Estos días me he vuelto a acordar de estas palabras tras la muerte del último mártir espacial: el piloto de pruebas Mike Alsbury, fallecido en la explosión de un avión de Virgin Galactic, SpaceShipTwo, concebido para lanzar turistas al cosmos.

El ser humano es un insólito primate aventurero: el único animal dispuesto a jugarse la vida para conquistar la cumbre más alta del planeta, saltar desde la estratosfera en paracaídas, o disfrutar de la gravedad cero durante unas breves, pero intensas, vacaciones en el espacio.

 

Hace unas semanas, tuve el privilegio de entrevistar a Walt Cunningham, uno de los pioneros del programa Apolo, cuando visitó Tenerife para participar en el Festival Starmus. Durante nuestro diálogo, el veterano astronauta de la NASA se lamentaba de que hoy se ha perdido la visión filosófica y la actitud psicológica que llevó al hombre a la Luna: "Lo que te motiva y te inspira a llegar más lejos es la ambición de conquistar nuevas fronteras, pero hoy casi nadie está dispuesto a pagar el precio. Y no estoy hablando de dólares, estoy hablando de afrontar la incertidumbre de una aventura peligrosa, como las de Colón o Magallanes en el Nuevo Mundo. Para llegar hasta Marte, necesitamos recuperar esa mentalidad y estar dispuestos a asumir el riesgo de perder la vida para conseguirlo".

Sin embargo, el trágico fallecimiento del piloto Alsbury sobre el desierto californiano de Mojave demuestra que la sed de aventura no ha desaparecido, y refleja hasta qué punto el mito de Ícaro sigue vivo en el siglo XXI. Hay algo profundamente irracional en el hecho de que algunas personas estén dispuestas a sacrificarlo todo por pisar el Everest o viajar al espacio, pero si no fuera por esta hambre de nuevas experiencias y emociones fuertes, nuestra especie probablemente seguiría en las cavernas. Afortunadamente, seguimos soñando con volar, derribar viejas fronteras y llegar siempre un poco más lejos.

 

Era del Turismo Espacial zozobra por segunda tragedia en una semana // Virgin Galactic Tragedy Sueño de PRIVATIZAR EL ESPACIO revienta como pompa de jabón // Explosión del cohete 'Antares' NASA

 

Los investigadores comprueban restos de la nave en el desierto...

 

 

La nave de Virgin Galactic se desintegró en el aire antes de caer

Una especialista confirma que había avisado a la empresa de los riesgos que corría

La nave SpaceShipTwo de Virgin Galactic, que el pasado viernes sufrió un accidente durante un vuelo de prueba, se desintegró en el aire antes de estrellarse contra el suelo, según se desprende de las primeras investigaciones realizadas por la Junta Nacional de Seguridad en el Transporte (NTSB).

Las piezas presentes en el lugar del suceso estaban separadas, el campo de escombros resultante del trágico accidente medía unos 8 kilómetros de extremo a extremo, lo que da una pista a los investigadores de que el vehículo no llegó al suelo de una sola pieza.

"Esa propagación del campo de escombros nos dice que se produjo una separación durante el vuelo", ha declarado el presidente en funciones de la NTSB, Christopher Hart. "Ante esto, la pregunta es por qué tuvo lugar el accidente. Eso es lo que ahora estamos buscando", ha añadido.

La NTSB está liderando la investigación de accidente SpaceShipTwo con un grupo formado por unas 15 personas, que llegaron al desierto californiano de Mojave (donde se produjo el siniestro) el sábado por la mañana.

El piloto pudo salir del avión

Durante su comparecencia ante los medios, Hart ha explicado que uno de los dos tripulantes de la nave, el piloto, pudo salir del avión, aunque no conocen todo el proceso que utilizó. "Sabemos que se utilizó un paracaídas, porque se encontró en tierra, dónde estaba ese piloto, mientras que se halló otro paracaídas sin desplegar", ha declarado. El equipo de la NTSB todavía no ha hablado con el superviviente porque los médicos han aconsejado que es muy pronto aún para ello.

Según apuntan los medios estadounidenses, los investigadores pasarán entre cuatro y siete días examinando el lugar del accidente y, a continuación, tendrán unos 12 meses de análisis e interpretación de lo que han encontrado. "Tenemos la intención de averiguar qué causó este accidente, y hacer recomendaciones para evitar que suceda de nuevo", ha señalado Hart.

El trabajo del equipo se verá favorecido por la presencia de seis cámaras en SpaceShipTwo y tres en su 'sonda' de soporte, en la que viajarían los turistas espaciales, conocida como WhiteKnightTwo. Hart también ha indicado que hay otras fuentes de información para analizar.

El vuelo accidentado era el cuarto de prueba de la nave SpaceShipTwo. Las primeras informaciones apuntaban a que el siniestro se produjo poco después de que se encendiera su motor híbrido, que utiliza el óxido nitroso y un combustible sólido a base de plástico, para propulsarse.

'Potencialmente peligroso'

Este domingo se ha conocido que una especialista de la organización internacional especializada en seguridad en el espacio advirtió a Virgin Galactic sobre los riesgos que corría tras la muerte en 2007 de tres ingenieros en la explosión de un motor de cohete.

"Les advertí que el motor del cohete era potencialmente peligroso", ha señalado a la agencia Afp Carolynne Campbell, científica de la Asociación Internacional para la Promoción de la Seguridad Espacial (IAASS, en sus siglas en inglés).

No obstante, Campbell ha declarado que no podía hacer comentarios sobre las circunstancias del accidente al no disponer de "todos los datos".

La especialista ha confirmado haber enviado en 2009 copias de un artículo científico de IAASS a propósito de los peligros del sistema de propulsión a "diferentes personas a Virgin Galactic, pero fue ignorado".

Por otro lado, Virgin Galactic podría tener una nueva nave espacial lista para volar el próximo año, según ha revelado George Whitesides, presidente ejecutivo de la compañía, en una entrevista publicada este domingo en el diario 'Financial Times'. La aeronave está terminada en un 65%, ha agregado.

 

 

 

 

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28 octubre 2014 2 28 /10 /octubre /2014 15:23

The Milky Way and Andromeda will merge to form a galaxy: Milkomeda or Milkdromeda

 Andromeda/Milchstraße Kollision

 

The galaxy product of the collision has been nicknamed Milkomeda or Milkdromeda. According to simulations, this object will look like a giant elliptical galaxy,   but it is however possible the resulting object will be a large disk galaxy.  

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COLISIÓN DE LA VÍA LACTEA CON LA GALAXIA DE ANDRÓMEDA

La colisión de nuestra galaxia con la galaxia más próxima, de la Vía Láctea con Andrómeda, ocurriría en unos 4 mil millones años. Sin embargo, es improbable que en la colisión entre estas dos grandes galaxias del "Grupo local", la Vía Láctea (que contiene nuestro Sistema Solar y el planeta Tierra) y la galaxia de Andrómeda, se de un choque de estrellas, ya que las estrellas que participarán, están lo suficientemente lejos, como para que tienda a ser imposible que algunas de ellas choquen individualmente.
La Galaxia de Andrómeda contiene alrededor de un millón de millones de estrellas (un billón o 1012), la Vía Láctea contiene alrededor de 300 mil millones de estrellas (3×1011), aún así, la posibilidad de que dos estrellas choquen en el colosal evento de la colisión galáctica, es insignificante debido a las enormes distancias entre las estrellas. Por ejemplo, la estrella más cercana al Sol es Próxima Centauri, está a unos 4,2 años luz ( 4.0×1013 kilometros) o 30 millones (3×107 ) de diámetros solares de distancia. Si el Sol fuera del tamaño de una pelota de ping-pong, Proxima Centauri sería del tamaño de un guisante a unos 1.100 km de distancia, y la Vía Láctea sería de unos 30 millones de kilómetros de ancho. Aunque las estrellas son más comunes cerca de los centros de cada galaxia, la distancia media entre las estrellas es todavía 160 mil millones de kms. Eso es análogo a una pelota de ping-pong cada 3,2 km. Por lo tanto, es extremadamente improbable que dos estrellas de las galaxias en fusión choquen.
La nueva galaxia producto de la colisión de estas dos galaxias ha sido bautizada con el nombre de Lactómeda o Lactoandrómeda (Milkomeda or Milkdromeda in english). De acuerdo con las simulaciones, este objeto será una galaxia elíptica gigante, pero con un centro que muestra menos densidad estelar que las galaxias elípticas actuales. Sin embargo, es posible que la nueva galaxia el objeto resultante sea una gran galaxia de disco.

 

 

NASA - http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/milky-way-collide.html

Based on data from the Hubble Space Telescope, Milky Way galaxy and Andromeda galaxy are predicted to distort each other with tidal pull in 3.75 billion years, as shown in this illustration.

This illustration shows a stage in the predicted merger between our Milky Way galaxy and the neighboring Andromeda galaxy, as it will unfold over the next several billion years. In this image, representing Earth's night sky in 3.75 billion years, Andromeda (left) fills the field of view and begins to distort the Milky Way with tidal pull.

 

 

ANDROMEDA/MILKY WAY COLLISION

The Andromeda–Milky Way collision is a galactic collision predicted to occur in about 4 billion years between the two largest galaxies in the Local Group—the Milky Way (which contains our Solar System and Earth) and the Andromeda Galaxy although the stars involved are sufficiently far apart that it is improbable that any of them will individually collide.

http://en.wikipedia.org/wiki/Andromeda%E2%80%93Milky_Way_collision

While the Andromeda Galaxy contains about 1 trillion (1012) stars and the Milky Way contains about 300 billion (3×1011), the chance of even two stars colliding is negligible because of the huge distances between the stars. For example, the nearest star to the Sun is Proxima Centauri, about 4.2 light-years (4.0×1013 km; 2.5×1013 mi) or 30 million (3×107) solar diameters away. If the Sun were a ping-pong ball, Proxima Centauri would be a pea about 1,100 km (680 mi) away, and the Milky Way would be about 30 million km (19 million mi) wide. Although stars are more common near the centres of each galaxy, the average distance between stars is still 160 billion (1.6×1011) km (100 billion mi). That is analogous to one ping-pong ball every 3.2 km (2.0 mi). Thus, it is extremely unlikely that any two stars from the merging galaxies would collide.[4]
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MERGER REMNANT

The galaxy product of the collision has been nicknamed Milkomeda or Milkdromeda. According to simulations, this object will look like a giant elliptical galaxy, but with a center showing less stellar density than current elliptical galaxies.[10] It is however possible the resulting object will be a large disk galaxy.[13]

In the far future the remaining galaxies of the Local Group will coalesce into this object, that being the next evolutionary stage of our group of galaxies.[14]

http://en.wikipedia.org/wiki/Andromeda%E2%80%93Milky_Way_collision

 

 

*  Malcolm Allison H  2014

 

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24 octubre 2014 5 24 /10 /octubre /2014 16:11

 

Signs of Formation of Planetary System Around Star HD 169142

 Institute of Astrophysics of Andalusia

 

 

Se observan signos de la formación de un sistema planetario en torno a la estrella HD169142

La joven estrella HD169142 muestra un disco de gas y polvo donde se aprecian dos cavidades en forma de anillo, posiblemente debidas a la formación de sendos planetas

 

Los planetas se forman a partir de discos de gas y polvo que giran en torno a las estrellas jóvenes. Una vez formada la "semilla" del planeta, una pequeña acumulación de polvo, este irá agregando material y producirá un surco en el disco con la forma de su órbita. Esta etapa de transición entre el disco original y el sistema planetario -difícil de estudiar y aún poco conocida- es, precisamente, lo que se ha observado en la estrella HD169142 y que se difunde a través de dos artículos publicados en la revista The Astrophysical Journal Letters.

"Aunque en los últimos años se han descubierto más de mil setecientos planetas extrasolares, solo en contados casos se ha obtenido imagen directa y todavía no se ha logrado una imagen inequívoca de un planeta en formación -apunta Mayra Osorio, investigadora del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC) que encabeza una de las publicaciones-. En HD 169142 quizás estamos viendo, precisamente, las semillas de gas y polvo que más tarde se convertirán en planetas".

HD169142 es una estrella joven, con dos veces más masa que el Sol y cuyo disco se extiende unas doscientas cincuenta unidades astronómicas, o UA (una unidad que equivale a la distancia entre la Tierra y el Sol, ciento cincuenta millones de kilómetros). El sistema presenta una orientación inmejorable para el estudio de los planetas en formación ya que vemos su disco de frente.

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Imagen del disco de polvo en torno a la estrella HD 169142 obtenida con el radiotelescopio Very Large Array (VLA) a la longitud de onda de 7 mm. Las cruces (+) señalan las posiciones de los posibles protoplanetas (Osorio et al.). En el recuadro de la parte superior derecha se muestra, a la misma escala, la imagen obtenida con el Very Large Telescope (VLT) a la longitud de onda de 3.8 micras, de la fuente infrarroja brillante situada en la cavidad interna del disco (Reggiani et al.).

 

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El primero de los trabajos explora el disco de HD169142 con el radiotelescopio Very Large Array, que permite detectar granos de polvo de varios centímetros. Los resultados, combinados con datos del infrarrojo, que trazan la presencia de granos de polvo microscópicos, muestran dos surcos en el disco, uno en la región interna (entre 0,7 y 20 UA) y otro más externo y menos desarrollado, entre 30 y 70 UA.

"Esta estructura ya sugería que el disco está siendo modificado por dos planetas u objetos subestelares, pero además los datos en radio desvelaron la existencia de un grumo de material en el surco externo, situado aproximadamente a la distancia de la órbita de Neptuno, que apunta a la existencia de un planeta en formación", señala Mayra Osorio (IAA-CSIC).

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UNO (O DOS) COMPAÑEROS EN TORNO A HD169142

El segundo de los trabajos se centró en buscar, mediante observaciones en el infrarrojo con el Very Large Telescope, la existencia de algún objeto en los surcos del disco. Y hallaron una señal intensa en la cavidad interna, que podría corresponder a un planeta en formación o a una enana marrón (una especie de estrella "fallida", que no alcanzó la masa necesaria para desencadenar las reacciones nucleares que caracterizan a las estrellas).

Los datos en el infrarrojo no mostraron, sin embargo, la presencia del objeto en el surco externo que sugerían las observaciones en radio. Esta no detección podría deberse a limitaciones técnicas y ha servido para acotar las características de un posible objeto: los investigadores calculan que un objeto con una masa entre una décima y dieciocho veces la masa de Júpiter rodeado de una envoltura fría podría haber pasado desapercibido en la longitud de onda observada.

"En futuras observaciones podremos comprobar si el disco alberga uno o dos objetos. En cualquier caso, HD 169142 constituye un objeto prometedor porque se trata de uno de los pocos discos de transición conocidos y nos está descubriendo el entorno en el que se forman los planetas", concluye Mayra Osorio (IAA-CSIC).

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Concepción artística de un disco protoplanetario en torno a una estrella joven. Fuente: L. Calcada (ESO).

 

 

 

Signs of Formation of Planetary System Around Star HD 169142

 

 

 

image

Planets are formed from disks of gas and dust that orbit around young stars. Once the “seed” of the planet -- composed of a small aggregate of dust -- is formed, it will continue to gather material and it will carve out a cavity or gap in the disk along its orbital path.

This transitional stage between the original disk and the planetary system, difficult to study and as yet little known, is precisely what has been observed in the star HD 169142 and is discussed in two articles published in The Astrophysical Journal Letters.

“Although in recent years more than seventeen hundred extrasolar planets have been discovered, few of them have been directly imaged, and so far we have never been able to capture an unequivocal image of an still-forming planet,” says Mayra Osorio, researcher at the Institute of Astrophysics of Andalusia (IAA-CSIC) heading one of the articles. “In HD 169142 we may be seeing indeed those seeds of gas and dust which will later become planets.”

HD 169142 is a young star with twice the mass of the Sun and whose disk extends up to two hundred and fifty astronomical units (an astronomical unit, or AU, is a unit equivalent to the distance between the Sun and the Earth: one hundred and fifty million kilometers). The system is in an optimal orientation for the study of planet formation because the disk is seen face-on.

The first article explores the disk of HD 169142 with the Very Large Array radio telescope, which can detect centimeter-sized dust grains. The results, combined with infrared data which trace the presence of microscopic dust, reveal two gaps in the disk, one in the inner region (between 0.7 and 20 AU) and another, farther out and less developed, between 30 and 70 AU.

“This structure already suggested that the disk was being modified by two planets or sub-stellar objects, but, additionally, the radio data reveal the existence of a clump of material within the external gap, located approximately at the distance of Neptune’s orbit, which points to the existence of a forming planet,” says Mayra Osorio (IAA-CSIC).

One (or Two) Companions Around HD 169142

The second study focused on searching for infrared sources in the gaps of the disk, using the Very Large Telescope. They found a bright signal in the inner gap, which could correspond to a still-forming planet or to a young brown dwarf (a sort of failed star that never reached the threshold mass to trigger the nuclear reactions characteristic of stars).

Infrared data did not, however, corroborate the presence of an object in the outer gap as radio observations suggested. This non detection could be due to technical limitations: the researchers have calculated that an object with a mass between one tenth and 18 times the Jupiter’s mass surrounded by a cold envelope may well remain undetected at the observed wavelength.

“In future observations we will be able to verify whether the disk harbors one or two objects. In any case, HD 169142 remains as a promising object since it is one of the few known transitional disks and it is revealing to us the environment where planets are formed,” says Mayra Osorio (IAA-CSIC). 

 

 

Institute of Astrophysics of Andalusia (CSIC) - Logo.png

 

Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)
Unidad de Divulgación y Comunicación
Silbia López de Lacalle - sll[arroba]iaa.es - 958230532
http://www.iaa.es
http://www-divulgacion.iaa.es

 

 

The circumstellar disc around the Herbig AeBe star HD169142

www.iaa.es/es/node/6861
The circumstellar disc around the Herbig AeBe star HD169142. Titulo: ... Facebook IAA-CSIC · Canal YouTube IAA-CSIC · Suscripcion Canal Noticias IAA-CSIC ...


http://en.wikipedia.org/wiki/Instituto_de_Astrof%C3%ADsica_de_Andaluc%C3%ADa

 

http://www.robotplanet.dk/astro/exoplanets.php?p=HD169142_b

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23 octubre 2014 4 23 /10 /octubre /2014 19:32

The combined data set shows that the Målingen structure formed in conjunction with the Lockne crater in the same marine setting. The shape and depth of the basement crater and the cored sequence of crystalline breccias with shocked quartz, slumped sediments, and resurge deposits support an impact origin.

 

Dos cráteres suecos son la primera prueba del doble choque de un asteroide contra la Tierra

 

Hace unos 470 millones de años ocurrió una gran catástrofe cósmica en el sistema solar: un asteroide de unos 200 km de longitud se rompió en fragmentos, dos de los cuales viajaron juntos 12 millones de años hasta impactar en la Tierra los dos a la vez. Lo hicieron en lo que hoy es Suecia, creando los cráteres Lockne y Målingen. Ahora un geólogo del Centro de Astrobiología ha encontrado las evidencias, en lo que constituye el primer caso confirmado de impacto de asteroide binario en nuestro planeta.

 

Los cráteres suecos Lockne, de 7,5 km de ancho, y Målingen, de unos 0,7 km, fueron originados a la vez por el choque de un asteroide doble, formado por un objeto de unos 600 m y otro más pequeño de 150 m. Ambos surgieron tras la explosión de un enorme asteroide de 200 km por alguna colisión en el cinturón de asteroides principal hace 470 millones años.

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Localización de los cráteres Lockne y Målingen en Suecia. / Scientific Reports-Ormö et al.

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Así lo apunta un estudio que esta semana publica en la revista de acceso abierto Scientific Reports un equipo de investigadores liderados por Jens Ormö, del Centro de Astrobiología (INTA-CSIC).

“Por primera vez se ha datado con tan alta precisión una pareja de cráteres de este tipo, ambos creados hace 458 millones de años, y que constituyen el único ejemplo terrestre conocido que puede atribuirse sin lugar a dudas al impacto de un asteroide binario”, destaca Ormö a Sinc. “Todos los otros posibles candidatos dobles tienen edades con lapsos de tiempo que no permiten descartar que se hayan formado por separado”.

El buen estado de conservación de Lockne y Målingen, separados unos 16 km, ha permitido conseguir las pruebas geológicas necesarias para relacionarlos.

“El impacto doble se produjo en un mar poco profundo y los dos objetos chocaron sobre una misma configuración estratigráfica rocosa situada bajo una columna de agua de unos 500 m”, explica Ormö.

El investigador subraya el valor de estos datos “como referencia para las simulaciones numéricas de estos eventos, y por tanto, para evaluar los riesgos potenciales de los impactos de asteroides en el mar”.

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Gran roca eyectada por el impacto del asteroide desde el antiguo fondo del cráter Lockne hasta varios kilómetros de su borde. / Jens Ormö

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Además, las formas de los dos cráteres están en consonancia con el impacto de un proyectil fragmentado, lo que lleva a los científicos a suponer que el asteroide binario pertenece al tipo denominado ‘pila de escombros', formado con piezas diversas unidas por fuerzas gravitacionales.

Las observaciones de asteroides cercanos a la Tierra indican que alrededor de un 16%  viajan en parejas; sin embargo, solo se han identificado unos pocos y controvertidos pares de cráteres asociados en la superficie de nuestro planeta.

Según los autores, es muy raro que un cráter de impacto pueda asociarse a un evento de ruptura datado en un tiempo concreto en el cinturón de asteroides, y en este caso se ha conseguido el único ejemplo doble conocido. Este, a su vez, servirá de referencia para analizar otros impactos dobles, así como la formación y evolución de los asteroides binarios en el sistema solar.

 

 

Fig. 3 – Map of the Siljan structure with inset showing the position of the seismic lines.

Map of the Siljan structure with inset showing the position of the seismic lines in A) Mora area and B) Orsa area.

 

 

The geology of the Målingen structure: A probable doublet to the Lockne marine-target impact crater, central Sweden

http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1111/maps.12251/abstract

 

J. Ormö, E. Sturkell, J. Nõlvak, I. Melero-Asensio, Å. Frisk and T. Wikström
Article first published online: 4 MAR 2014

The Målingen structure is an approximately 700 m wide, rimmed, sediment-filled, circular depression in Precambrian crystalline basement approximately 16.2 km from the concentric, marine-target Lockne crater (inner, basement crater diameter approximately 7.5 km, total diameter in sedimentary strata approximately 13.5 km). We present here results from geologic mapping, a 148.8 m deep core drilling from the center of the structure, detailed biostratigraphic dating of the structure's formation and its age correlation with Lockne, chemostratigraphy of the sedimentary infill, and indication for shock metamorphism in quartz from breccias below the crater infill. The drill core reveals, from bottom to the top, approximately 33 m of basement rocks with increased fracturing upward, approximately 10 m of polymict crystalline breccia with shock features, approximately 97 m of slumped Cambrian mudstone, approximately 4.7 m of a normally graded, polymict sedimentary breccia that in its uppermost part grades into sandstone and siltstone (cf. resurge deposits), and approximately 1.6 m of secular sediments. The combined data set shows that the Målingen structure formed in conjunction with the Lockne crater in the same marine setting. The shape and depth of the basement crater and the cored sequence of crystalline breccias with shocked quartz, slumped sediments, and resurge deposits support an impact origin. The stratigraphic and geographic relationship with Lockne suggests the Lockne and Målingen craters to be the first described doublet impact structure by a binary asteroid into a marine-target setting.

 

 

 

Fig. 4 – Map of the Siljan structure indicating sedimentological distribution and the position of the Ordovician carbonate mounds.

 

Map of the Siljan structure indicating sedimentological distribution and the position of the Ordovician carbonate mounds. The three Igrene drill sites are indicated. Transpression ridges superimposed following the suggestion by Kenkman & von Dalwigk (2000). Map modified from Ebbestad & Högström (2007).

 

 

 

Concentric Impact Structures in the Paleozoic

 

Principal Investigators:
     Erik Sturkell, Gothenburg University, Sweden.
     Anette E.S. Högström, Tromsø University Museum, Norway.
     Jan Ove R. Ebbestad, Uppsala University, Sweden.

 

In 2009, CISP was one of two projects within the Swedish Deep Drilling Program (SDDP) that was granted funds for site investigations in the Swedish Research Council’s (VR) annual call for scientific projects.  The project received about 1/2 of the applied funding, for the period 2010 – 2012, although the funds were available until the end of 2013.
The main objectives of CISP have been fulfilled with great success (see summary under 2012), and has led to some quite revolutionary discoveries. The new facies distribution in the Siljan area revealed by Oliver Lehnert and his group and large scale tectonic implications should be mentioned.
As expected new research questions have arisen, and following the unsuccessful application to VR 2013 it was decided by the principal investigators, in understanding with co-workers, that future research under the umbrella of the new SSDP project should take different directions.
New proposals for pilot studies under CISP management will therefore not be made, and because the main objectives have been reached the CISP project is therefore declared ended. We, the principal investigators, are extremely thankful to everyone involved for their enthusiastic and engaging participation during these years. Even though CISP ceases, research will continue in the Lockne and Siljan craters, albeit regrouped and with different specific aims.

Large impact structures are a key to understanding a diverse set of scientific problems since they record essentials about the geological history where they occur. The ambition of CISP was to characterize the large Lockne and Siljan crater structures, with decisive features in common. The Siljan structure, the largest impact structure in Western Europe, and Lockne, which is the best accessible and studied impact formed in relatively deep sea, occurred at the supposedly Himalayan-type Caledonian mountain front in Sweden. Their development therefore expresses interaction between a gigantic over-thrust plate and Baltica through about 80 Ma. The most important apparent interaction was depressing Baltica’s west flank to form the trough where both craters formed. Another was tectonic stress that influenced shape and mineralization in the craters. It is all the more important to elucidate the less understood complications that can help to understand other craters. Major issues are the importance of basement lithology and structure, depth of water or sediment cover at the time of impact.
In addition to impact tectonics, the effect on life from the impact event can be studied in the Lockne area where records of post-impact re-colonization are found. The Siljan crater, with its renowned carbonate mud mounds, also contains unique sedimentological and palaeontological records preserved solely within the crater structure.

In 2009 CISP was one of two projects within the Swedish Deep Drilling Program (SDDP) that was granted funds for site investigations in the Swedish Research Council’s (VR) annual call for scientific projects.  The project received about 1/2 of the applied funding, for the period 2010 – 2012, although the funds were available until the end of 2013.
Dr. Erik Sturkell was the main applicant, with drs Jens Ormö (Centro de Astrobiología, Madrid, Spain), Christopher Juhlin (Uppsala University, Sweden), Reinhard O. Greiling (Karlsruhe Institute of Technology, Germany) and Anette Högström listed as co-workers. Administration of the project was handled by the principal investigators. The project was presented in the SDDP Science & Technology Plan in May 2010 (http://www.sddp.se/sciencetechnology), as well as in Högström et al. (2010).

 

 

Fig. 9 – Geological map

 

Geological map of the Lockne area with location of the suspected Proterozoic shear zone (black line), sample locations for 2012 and 2013 sampling campaigns (map kindly provided by E. Sturkell, University of Gothenburg).

 

 

 

READ MORE

 

http://www.ssdp.se/projects/cisp.html

http://www.ssdp.se/projects/cisp.html

 

* Malcolm Allison H  2014

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17 octubre 2014 5 17 /10 /octubre /2014 20:16

  Exoplanets are planets orbiting a different star to the Sun and, until now, had only been possible to measure the atmospheric composition of large Jupiter-sized exoplanets. The finding, published today in Nature, opens the door to probing atmospheres of extrasolar planets smaller and therefore more similar to Earth.
  Andrew Jordan, a researcher at the Institute of Astrophysics of Pontificia Universidad Católica de Chile, explains that the discovery of water in the atmosphere of a Neptune-sized exoplanet has been possible thanks to the technique of transmission spectroscopy, which allows the presence molecules such as water in the atmosphere.

 

 Los exoplanetas son planetas que orbitan una estrella diferente al Sol y, hasta el momento, sólo había sido posible medir la composición atmosférica de grandes exoplanetas del tamaño de Júpiter. El hallazgo, que se publica hoy en Nature, abre la puerta al sondeo de atmósferas de planetas extrasolares más pequeños y por tanto más parecidos a la Tierra.
 Andrés Jordán, investigador del Instituto de Astrofísica de la Pontificia Universidad Católica de Chile, explica que el descubrimiento de agua en la atmósfera de un exoplaneta del tamaño de Neptuno ha sido posible gracias a la técnica de la espectroscopía de transmisión, que permite determinar la presencia de moléculas como las del agua en las atmósferas.

Detectan agua en la atmósfera de un exoplaneta del tamaño de Neptuno

Un grupo internacional de científicos ha detectado vapor de agua en la atmósfera de un planeta que orbita una estrella diferente al Sol, es decir, un exoplaneta, situado a 120 años luz de la Tierra. Este hallazgo, publicado en la revista Nature, puede proporcionar pistas sobre la formación y evolución de planetas más parecidos a la Tierra.

 

 

 

 

Comparación entre el tamaño del exoplaneta HAT-P-11b (a la derecha) y de Neptuno (a la izquierda). Hasta ahora solo había sido posible determinar la composición atmosférica de grandes exoplanetas del tamaño de Júpiter. 

Un equipo internacional compuesto por astrónomos de Estados Unidos, Chile, Reino Unido y Suiza ha detectado vapor de agua en la atmósfera de un exoplaneta del tamaño de Neptuno.

 

Los exoplanetas son planetas que orbitan una estrella diferente al Sol y, hasta el momento, sólo había sido posible medir la composición atmosférica de grandes exoplanetas del tamaño de Júpiter. El hallazgo, que se publica hoy en Nature, abre la puerta al sondeo de atmósferas de planetas extrasolares más pequeños y por tanto más parecidos a la Tierra.

 

Como explica uno de los autores del trabajo, Andrés Jordán, investigador del Instituto de Astrofísica de la Pontificia Universidad Católica de Chile, el descubrimiento ha sido posible gracias a la técnica de la espectroscopía de transmisión, que permite determinar la presencia de moléculas como las del agua en las atmósferas.

“La metodología de espectroscopía de transmisión puede ser usada en exoplanetas transitantes, aquellos que durante su órbita eclipsan a su estrella cuando son observados desde la Tierra. Cuando el planeta está entre nosotros y la estrella, la luz de ésta pasa a través de la atmósfera del planeta, en caso de que tenga una. Los elementos químicos que hay en la atmósfera pueden dejar una 'huella' en esa luz que nosotros podemos detectar después con nuestros telescopios. Buscando esas huellas es posible inferir la composición de la atmósfera”, detalla.

 

 

Esta “marca” que dejan los elementos químicos que hay en la atmósfera de los exoplanetas transitantes es muy tenue, por lo que la medición es muy compleja. En este caso, los investigadores han utilizado los datos proporcionados por tres telescopios espaciales de la NASA: Hubble, Spitzer y Kepler.

 

 

Artist Illustration of planet HAT-P-11b.[8]

A 120 años luz

El exoplaneta estudiado por el equipo de astrónomos se llama HAT-P-11b y orbita una estrella que está a 120 años luz de la Tierra, en la constelación de Cygnus. Tiene un tamaño similar al de Neptuno, con un radio casi cuatro veces superior al de la Tierra, aunque el año en el HAT-P-11b es muy distinto: completa una vuelta a su estrella en aproximadamente cinco días.

 

Las composiciones atmosféricas de exoplanetas pueden proporcionar pistas sobre su formación y evolución. Así, una de las principales implicaciones del trabajo es que la estimación de las propiedades de la atmósfera de HAT-P-11b puede proporcionar nuevos conocimientos sobre la historia de su formación.

En el trabajo, encabezado por Jonathan Fraine, de la Universidad de Maryland, han participado además el Instituto de Tecnología de California, el Instituto de Astrobiología de la NASA (Estados Unidos), la Universidad de Cambridge (Reino Unido) y la Escuela Politécnica Federal de Zúrich (Suiza). En el caso del Instituto de Astrofísica de la Pontificia Universidad Católica de Chile, en los últimos cuatro años ha profundizado en esta línea de investigación en torno a las atmósferas de exoplanetas.

En la actualidad llevan a cabo un estudio de espectroscopía de transmisión para un buen número de planetas extrasolares utilizando los datos de los telescopios del observatorio Las Campanas, en el norte de Chile. También se están preparando para trabajar con los datos que aportarán futuros telescopios como el James Webb Space Telescope, cuyo lanzamiento está previsto para 2018.  

 

 

HAT-P-11b es un planeta extrasolar que orbita alrededor de la estrella HAT-P-11. El descubrimiento de este planeta se realizó a través del método de tránsito y fue presentado para su publicación el 2 de enero de 2009. Está situado a unos 123 años luz (38 pc) de distancia, en la constelación de Cygnus, y su estrella madre tiene una luminosidad de 10ª magnitud, y pertenece al tipo espectral K. Fue el planeta más pequeño conocido en tránsito en el momento de su descubrimiento, con una masa de 26 veces mayor que la Tierra y un radio 4,58 veces mayor. Gira a una distancia similar a la de 51 Pegasi b alrededor de su estrella 51 Pegasi, típico de los planetas descubierto mediante el tránsito. Sin embargo, la órbita de éste es bastante excéntrica, en torno a 0,198, inusualmente alto para un mundo del tipo Neptuno caliente. El sistema HAT-P-11 se encuentra en estos momentos dentro del campo visual de la nave espacial de la misión Kepler.1

El 24 de septiembre de 2014, la NASA informó que HAT-P-11b es el primer exoplaneta del tamaño de Neptuno conocido por tener un ambiente relativamente libre de nubes. Para obtener la composición atmosférica del planeta, que dista a una distancia de unos 122 años luz, los investigadores de la Universidad de Maryland utilizaron una técnica conocida como espectrometría. 2 3

 

 

HAT found a Neptune,

January 6th, 2009

In the twenty months following Gillon et al.’s startling discovery that Gliese 436b is observable in transit, literally dozens of additional transiting planets have been found. New transiting hot Jupiters are now routine enough that they’re generally trotted out in batches. Reported cases of transit fever have also been on the decline, with symptoms often amounting to little more than a passing distraction.

That said, it’s been been a very long dry spell waiting for a second example of a transiting Neptune-mass planet, which makes HAT-P-11b both exciting and newsworthy. In a preprint that muscled its way to the top of today’s astro-ph mailing, Gaspar Bakos and collaborators have produced a admirably solid analysis of what’s definitely the toughest ground-based detection to date.

HAT-P-11b’s transit depth is 4.2 millimag, which is the smallest planet-produced dip yet detected by a photometric survey. (HD 149026b has a smaller transit depth, but it was discovered via the Doppler velocity method and then followed up photometrically for the transits during the time windows predicted by the orbital solution.) The HAT-P-11b analysis was further confounded by a photometrically variable parent star and ~5m/s stellar jitter on the radial velocity observations. The paper is definitely worth reading carefully.

HAT-P-11b is quite similar in mass and radius to Gliese 436b, and it’s actually somewhat larger than Neptune on both counts. When the mass and radius are compared to theoretical models, it’s clear that, like Gliese 436, it’s mostly made of heavy elements (that is, some combination of metal, rock and “ice”) with an envelope of roughly 3 Earth masses of hydrogen and helium). It’s completely dwarfed when placed next to an inflated hot Jupiter, HAT-P-9b, for instance:

Interestingly, HAT-P-11b seems to have a significant eccentricity, on the order of e=0.2. Drawn to scale with the parent star, the orbit looks like this:

The dots demarcating the orbit are not to scale. With 500 pixels of resolution, you can just barely see the planet. (I put one in front of the star, and tacked a copy onto the orbit for good measure.)

The e=0.15 eccentricity of Gliese 436b has caused a lot of consternation. For any reasonable value of the so-called tidal quality factor, Q, the circularization timescale for Gliese 436b’s orbit is considerably shorter than the age of the system. This has led to attempts (to date unfulfilled) to locate Gliese 436c. HAT-P-11b doesn’t have this problem. For a given Q, it’s circularization timescale is a full thirty times longer than that of 436b. The orbit will still be measurably eccentric even when the 0.8 solar mass primary starts to turn into a red giant.

 

http://oklo.org/tag/hat-p-11/


http://oklo.org/tag/hat-p-11/

 

 

White-light transit curves and starspot crossing temperature estimates.

 

 Figure 1: White-light transit curves and starspot crossing temperature estimates.
a, Transit curves from the Hubble WFC3 and warm Spitzer, aligned in phase and shifted in flux for clarity. The four warm Spitzer transits at both 3.6 and 4.5 µm (ref. 9) are binned for illustration. Starspot crossings are seen as devia…

 

 

The transmission spectrum of HAT-P-11b.

 

 

 Figure 2: The transmission spectrum of HAT-P-11b.
The transmission spectrum of HAT-P-11b.
a, Our WFC3 observations show transit depth variations in agreement with a hydrogen-dominated atmosphere. The coloured, solid lines23, 24 correspond to matching markers displayed in Fig. 3. The error bars represent the standard deviati…

 

Spectral retrieval results of our transmission spectrum.

 

Figure 3: Spectral retrieval results of our transmission spectrum.

The coloured regions indicate the probability density as a function of metallicity (relative to solar) and cloud-top pressure derived using our Bayesian atmospheric retrieval framework23, 24. Mean molecular weight was derived for a sol…

 

Correlations between all fitted parameters for our HST WFC3 white-light curve.

 

Extended Data Figure 3: Correlations between all fitted parameters for our HST WFC3 white-light curve.
Correlations between all fitted parameters for our HST WFC3 white-light curve.
We calculated the Pearson correlation coefficient over the posteriors of each parameter, and found the correlations to be small (<0.10 in magnitude), or in most cases negligible (<0.01 in magnitude). Blue represents regions of lesser p…

 

 Water vapour absorption in the clear atmosphere of a Neptune-sized exoplanet

Jonathan Fraine,  Drake Deming, Bjorn Benneke, Heather Knutson,    Andrés Jordán, Néstor Espinoza, Nikku Madhusudhan, Ashlee Wilkins & Kamen Todorov   

Nature 513, 526–529 (25 September 2014) doi:10.1038/nature13785

Transmission spectroscopy has so far detected atomic and molecular absorption in Jupiter-sized exoplanets, but intense efforts to measure molecular absorption in the atmospheres of smaller (Neptune-sized) planets during transits have revealed only featureless spectra1, 2, 3, 4. From this it was concluded that the majority of small, warm planets evolve to sustain atmospheres with high mean molecular weights (little hydrogen), opaque clouds or scattering hazes, reducing our ability to observe the composition of these atmospheres1, 2, 3, 4, 5. Here we report observations of the transmission spectrum of the exoplanet HAT-P-11b (which has a radius about four times that of Earth) from the optical wavelength range to the infrared. We detected water vapour absorption at a wavelength of 1.4 micrometres. The amplitude of the water absorption (approximately 250 parts per million) indicates that the planetary atmosphere is predominantly clear down to an altitude corresponding to about 1 millibar, and sufficiently rich in hydrogen to have a large scale height (over which the atmospheric pressure varies by a factor of e). The spectrum is indicative of a planetary atmosphere in which the abundance of heavy elements is no greater than about 700 times the solar value. This is in good agreement with the core-accretion theory of planet formation, in which a gas giant planet acquires its atmosphere by accreting hydrogen-rich gas directly from the protoplanetary nebula onto a large rocky or icy core6.

 

 

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13 octubre 2014 1 13 /10 /octubre /2014 20:25

The prominent dark lane that runs through the centre of the Butterfly Nebula has been shown to have an extraordinary dust chemistry, showing evidence for multiple crystalline silicates, crystalline water ice and quartz, with other features which have been interpreted as the first extra-solar detection of carbonates

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http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b2/NGC_6302_HST_new.jpg

 

La Nebulosa de la Mariposa junto a la Nebulosa de la Araña Roja (NGC 6537), es uno de los dos objetos en donde por vez primera se han encontrado carbonatos sin ninguna relación con el agua líquida. El descubrimiento -mediante el Observatorio Espacial Infrarrojo (ISO)- de grandes cantidades de calcita y dolomita en NGC 6302, rompe la asociación automática entre estos minerales y el medio acuoso.3

 

Además de su indiscutible valor estético, la imagen de la Nebulosa de la Mariposa revela una gran cantidad de información sobre sus propiedades físicas.
El tono rojizo de los bordes de las alas de la mariposa es producto de la radiación emitida por el nitrógeno, e indica que esta región se encuentra a una temperatura relativamente baja. En contraste, las manchas blancas cerca del centro de la estructura son las emisiones del azufre, que se corresponden con las zonas de más alta temperatura, en las que las corrientes de gas colisionan en el entorno de la estrella central.
El gas caliente expulsado por la estrella colisionó con la materia de su entorno, creando ondas de choque a través de toda la nebulosa. Un buen ejemplo es la línea serpenteante bien definida que atraviesa la mancha blanca en la esquina superior derecha de la imagen. Las otras tonalidades de la nebulosa indican la presencia de oxígeno, helio e hidrógeno.

 

http://es.wikipedia.org/wiki/NGC_6302
http://en.wikipedia.org/wiki/NGC_6302

 

 

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/75/NGC6302map.png

 

 

Butterfly nebula

 

La Nebulosa de la Mariposa o NGC 6302 es una nebulosa planetaria bipolar en la constelación de Scorpius, el escorpión.Al estar incluida en el Nuevo Catálogo General, este objeto es conocido al menos desde 1888. El primer estudio conocido de NGC 6302 data de 1907 y fue hecho por Edward Emerson Barnard, quien dibujó y describió esta nebulosa.

A una distancia de 3400 años luz de la Tierra, NGC 6302 es una de las nebulosas planetarias más complejas que se conocen. Su espectro muestra que su estrella central es uno de los objetos más calientes del universo, con una temperatura superior a 200.000 °K. No ha podido ser observada al estar rodeada de un denso disco ecuatorial compuesto de polvo y gas, que la oculta en todas las longitudes de onda. Este disco denso puede ser el responsable de que los flujos de la estrella formen una estructura bipolar.

La compleja morfología de la nebulosa puede aproximarse como bipolar con dos lóbulos principales, si bien hay evidencia de un segundo par de lóbulos que pueden provenir de un episodio previo de pérdida de masa. El lóbulo prominente, orientado en sentido norte-oeste, puede haberse formado hace unos 1900 años. A 1,71 minutos de arco del centro, la velocidad de expansión de este lóbulo es de 263 km/s, pero en la periferia del mismo la velocidad supera los 600 km/s. El borde oeste del lóbulo muestra características que sugieren una colisión con glóbulos de gas preexistentes que modificaron el flujo en esa región.

 

 

 

 

The prominent dark lane that runs through the centre of the Butterfly Nebula has been shown to have an extraordinary dust chemistry, showing evidence for multiple crystalline silicates, crystalline water ice and quartz, with other features which have been interpreted as the first extra-solar detection of carbonates (Kemper et al. 2002). This detection has been disputed, due to the difficulties in forming carbonates in a non-aqueous environment (Ferrarotti & Gail 2005). The dispute remains unresolved.

 

 

22/07/2012

The Butterfly Nebula Remix (HD)
The Hubble image of the planetary nebula, located 3,800 light-years away from Earth. The nebula's gas is tearing across space at more than 600,000 miles per hour.
4:00~ A 3-D visualization of the star-forming region Sharpless 2-106 (a.k.a. S106) takes us through a wonderland of stars and glowing gas.

All Hubble images courtesy of NASA, NASA's Hubble Space Telescope (HST) and The Hubble Site
http://www.youtube.com/user/HubbleSit...
Find out more on HubbleSite:
http://hubblesite.org/

 

 

 

 

 

 

 

 

Nebulosa de la Araña Roja (NGC 6537), es el otro objetos celeste en donde por vez primera se han encontrado carbonatos sin ninguna relación con el agua líquida. El descubrimiento -mediante el Observatorio Espacial Infrarrojo (ISO)- de grandes cantidades de calcita y dolomita  rompe la asociación automática entre estos minerales y el medio acuoso.

 

La Nebulosa de la Araña Roja o NGC 6537 es una nebulosa planetaria en la constelación de Sagitario distante unos 1.900 años luz de la Tierra. Tiene dos lóbulos simétricos, originados por la atracción gravitatoria de una enana blanca y una estrella acompañante, ambas invisibles en la imagen telescópica del Hubble. La Nebulosa de la Araña Roja emiten una enorme cantidad de rayos X que no se observa al quedar fuera del espectro visible.
Su enana blanca central, remanente compacto de la estrella original, genera un fuerte viento estelar muy caliente (~10.000 °K) con una velocidad de 2500-4000 km/s, que ha generado ondas con picos de 100.000 millones de kilómetros de largo. Estas ondas son originadas por choques supersónicos, formados cuando el gas es comprimido y calentado por los lóbulos expandiéndose a gran velocidad. Los átomos capturados en estas colisiones emiten la luz mostrada en la imagen. Con una temperatura estimada de al menos 500.000 °K, es una de las estrellas más calientes que se conocen.

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6 octubre 2014 1 06 /10 /octubre /2014 22:44

Nebulae are often star-forming regions, such as in the Eagle Nebula. This nebula is depicted in one of NASA's most famous images, the "Pillars of Creation". In these regions the formations of gas, dust, and other materials "clump" together to form larger masses, which attract further matter, and eventually will become massive enough to form stars. The remaining materials are then believed to form planets, and other planetary system objects. A planetary nebula, consisting of an expanding glowing shell of ionized gas ejected from old red giant stars late in their lives.

 

 

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b2/Eagle_nebula_pillars.jpg

 

 Nebulosa del Águila (M16) o Los Pilares de la Creación (Pillars of Creation).

Las nebulosas de emisión asociadas a regiones de formación estelar, es decir, en presencia de estrellas muy jóvenes, masivas y calientes, incluso en proceso de formación (plópidos y objetos Herbig-Haro) y a nubes moleculares. El caso más famoso es la Nebulosa de Orión (M42), la más cercana a la Tierra, pero otros ejemplos destacables son la Nebulosa del Águila (M16, en la constelación de la Serpiente), la Nebulosa Trífida (M20, en Sagitario) o la Nebulosa de la Laguna (M8, también en Sagitario).

 

Las nebulosas de emisión asociadas a estrellas moribundas o ya extintas se denominan nebulosas planetarias y restos de supernova. Las primeras no tienen nada que ver con los planetas: son las envolturas de estrellas de masa baja o intermedia expulsadas al espacio al final de sus ciclos evolutivos. En ellas, el gas es excitado por un objeto muy pequeño y caliente, una enana blanca, que es el núcleo expuesto de la estrella muerta. Ejemplos conocidos de este tipo de nebulosa son la Nebulosa del Anillo (M57, en la Lira) y la Nebulosa de la Hélice (NGC 7293, en Acuario).

El resto (o «remanente») de supernova es el material liberado en la titánica explosión que pone fin a las estrellas masivas. El gas de este tipo de nebulosas puede ser afectado tanto por la propia energía entregada por la supernova, como por la emisión de una posible estrella de neutrones (un púlsar) en su seno. Tal vez ejemplo más famoso de resto de supernova sea la Nebulosa del Cangrejo (M1, en la constelación de Tauro).

 

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NGC 246 Nebulosa del Esqueleto

Nebulosa del Esqueleto  

La nebulosa del Esqueleto o NGC 246 es una nebulosa planetaria en la constelación de Cetus, que recuerda un cráneo y en inglés se llama Skull Nebula. Es una nebuloda de bajo brillo superficial, por lo que se recomienda para su observación un cielo oscuro y la utilización de un telescopio de diámetro mayor o igual a 150 mm. Fue descubierta en el año 1785 por William Herschel.
En la imagen en falso color tomada por el Telescopio Espacial Spitzer se puede ver la estrella agonizante en el centro, rodeada por una nube de polvo y gas. Esta estrella central (HIP 3678) tiene magnitud visual 12, y tiene una compañera más tenue de magnitud 14 a 3,8 arcsec. Probablemente sean dos estrellas en la misma línea de visión, pero cabe la posibilidad de que sea una verdadera estrella binaria.
Con el telescopio Spitzer se ha medido la radiación infrarroja de la nebulosa y se ha descubierto un anillo de material ligeramente descentrado con respecto al núcleo de la nube. Los gases expelidos aparecen de color verde, y el anillo de material expulsado por la estrella al envejecer se muestra en color rojo. Se piensa que el anillo está compuesto principalmente por moléculas de hidrógeno, expulsado de la estrella en forma de átomos que al enfriarse formaron moléculas.

 

 

 

 

 

 Las nebulosas son regiones del medio interestelar constituídas por gases (principalmente hidrógeno y helio) además de elementos químicos en forma de polvo cósmico. Tienen una importancia cosmológica notable porque muchas de ellas son los lugares donde nacen las estrellas por fenómenos de condensación y agregación de la materia; en otras ocasiones se trata de los restos de estrellas ya extintas o en extinción. Las nebulosas asociadas con estrellas jóvenes se localizan en los discos de las galaxias espirales y en cualquier zona de las galaxias irregulares, pero no se suelen encontrar en galaxias elípticas puesto que éstas apenas poseen fenómenos de formación estelar y están dominadas por estrellas muy viejas. El caso extremo de una galaxia en la que muchas nebulosas presentan intensos episodios de formación estelar se denomina galaxia starburst.

 

Antes de la invención del telescopio, el término «nebulosa» se aplicaba a todos los objetos celestes de apariencia difusa. Por esta razón, a veces las galaxias (conjunto de miles de millones de estrellas, gas y polvo unidos por la gravedad) son llamadas indebidamente nebulosas; se trata de una herencia de la astronomía del siglo XIX que ha dejado su signo en el lenguaje astronómico contemporáneo.
Las nebulosas se pueden clasificar en tres grandes categorías según la naturaleza de su emisión (o falta de ella):

    1 Nebulosas oscuras
    2 Nebulosas de reflexión
    3 Nebulosas de emisión

 

 

The image's organization is similar to that of a cat's eye. A bright almost pinpoint white circle in the center depicts the central star. The central star is encapsulated by a purple and red irregularly edged, elliptically shaped area that suggests a three dimensional shell. This is surrounded by a pair of superimposed circular regions of red with yellow and green edges, suggesting another three dimensional shell.

Cat's Eye Nebula. & NGC 6326 Nebula

 

Nebulosa Dumbbell      
Nebulosa del Anillo      
Nebulosa de la Hormiga      
Nebulosa Esquimal          
Nebulosa del Insecto          
Nebulosa Ojo de gato          
Nebulosa del Pequeño Espíritu      
Nebulosa Medusa                      
Nebulosa Saturno          
Nebulosa Hélix          
Nebulosa Gemini          
Nebulosa del Esqueleto      
Nebulosa del Ojo que parpadea      
Nebulosa Reloj de Arena              
Nebulosa Dumbbell Pequeña      
Nebulosa del Búho      
Nebulosa de la Araña Roja          
Nebulosa del Espirógrafo          
Nebulosa planetaria espiral      
Nebulosa Stingray      
Nebulosa Alas de Mariposa o Nebulosa de los Chorros Gemelos              
Nebulosa del Anillo del Sur          
Nebulosa Bola de Nieve Azul      
Nebulosa Huella      
Nebulosa Retina              
Nebulosa Fantasma de Júpiter

 

Colorful shell which has an almost eye like appearance. The center shows the small central star with a blue circular area that could represent the iris. This is surrounded by an iris like area of concentric orange bands. This is surrounded by an eyelid shaped red area before the edge where plain space is shown. Background stars dot the whole image. Spherical shell of colored area against background stars. Intricate cometary-like knots radiate inwards from the edge to about a third of the way to the center. The center half contains brighter spherical shells that overlap each other and have rough edges. Lone central star is visible in the middle. No background stars are visible.

NGC 7293, The Helix Nebula & NGC 2392, The Eskimo Nebula

 

 

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/dd/Stellar_nebula_simulation.jpg

 

Computer simulation of the formation of a planetary nebula from a star with a warped disk, showing the complexity which can result from a small initial asymmetry. Credit: Vincent Icke

http://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_nebula

 

 

Nebulosas: la Araña Roja y la Mariposa


 

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26 septiembre 2014 5 26 /09 /septiembre /2014 16:20

A supermassive black hole in an ultra-compact dwarf galaxy

 

La galaxia enana M60-UCD1, ampliada en el recuadro, cerca de la...

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La galaxia enana M60-UCD1, ampliada en el recuadro, cerca de la brillante M60 (arriba). NASA/CAX/Strader et al

Un agujero negro supergigante dentro de una galaxia liliputiense

El astrónomo Rafael Bachiller nos descubre en esta serie los fenómenos más espectaculares del Cosmos. Temas de palpitante investigación, aventuras astronómicas y novedades científicas sobre el Universo analizadas en profundidad.

 

25/09/2014   - En el centro de la galaxia enana ultracompacta M60-UCD1 se ha encontrado un agujero negro con una masa que supera en 20 millones de veces la masa del Sol. Se trata de la galaxia más pequeña conocida albergando un agujero negro de tan formidable masa.

Una galaxia pequeña y anodina

The supermassive black hole, (pictured) discovered at the centre of galaxy M60-UCD1, is said to have a mass equivalent to 21 million suns. Scientists believe M60-UCD1 may be the remnant of a larger galaxy that had its outer regions torn away after approaching too close to another monster-sized galaxy, which it now orbits

The supermassive black hole, (pictured) discovered at the centre of galaxy M60-UCD1, is said to have a mass equivalent to 21 million suns. Scientists believe M60-UCD1 may be the remnant of a larger galaxy that had its outer regions torn away after approaching too close to another monster-sized galaxy, which it now orbits
Read more: http://www.dailymail.co.uk/sciencetech/article-2759727/Dwarf-galaxy-s-giant-dark-heart-Supermassive-black-hole-spotted-star-cluster-500-times-smaller-Milky-Way.html#ixzz3ERmASZ7a

 

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M60-UCD1 es una galaxia enana y ultracompacta situada a unos 54 millones de años luz en el cúmulo de Virgo, muy cerca de la línea de mirada a la gran galaxia elíptica M60 (el objeto número 60 del catálogo de Messier). Estas galaxias ultracompactas pueden contener hasta 200 millones de masas solares, pero sus dimensiones apenas superan los 150 años luz. Se trata por tanto de galaxias muchísimo más pequeñas que nuestra Vía Láctea, que tiene un tamaño de unos 50.000 años luz. De hecho las galaxias ultracompactas parecen objetos muy similares a los cúmulos estelares globulares que se observan en el seno de nuestra galaxia.

El origen de las galaxias enanas ultracompactas es un misterio, pero hay dos teorías que pretenden explicarlo. En la primera de estas teorías, estas galaxias se formaron como grandes cúmulos estelares particularmente masivos, mientras que la segunda teoría propone que cada una de estas galaxias es la parte central de una galaxia mucho mayor que quedó despojada cuando otras galaxias vecinas arrancaron la mayor parte de su material por efectos gravitatorios.

Un agujero negro supermasivo

Recreación de un agujero negro supermasivo y su disco de acreción
http://es.wikipedia.org/wiki/Disco_de_acrecimiento

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Los agujeros negros supermasivos, esto es, los que poseen masas superiores en un millón de veces la masa del Sol, se encuentran habitualmente en el centro de grandes galaxias, pero no en las galaxias enanas. Sin embargo, y muy sorprendentemente, la masa del agujero negro en la pequeñísima galaxia M60-UCD1 ha sido estimada en 21 millones de veces la masa del Sol. Para estimar esta masa, un equipo internacional de astrónomos liderado por Anil Seth (Universidad de Utah) utilizó el espejo de 8 metros del telescopio Gemini-Norte (en el Observatorio de Mauna Kea, Hawái) y midió la velocidad de algunas de las estrellas individuales de la galaxia. Encontraron así que las estrellas próximas al centro galáctico se mueven a unas velocidades altísimas: unos 630.000 kilómetros por hora, de donde dedujeron la gran masa del agujero negro central. Estas observaciones fueron complementadas con imágenes de las galaxias M60 y M60-UCD1 tomadas con el telescopio espacial Hubble.

Situación extrema

Hasta ahora se ha venido observando que los agujeros negros más masivos están en las mayores galaxias conocidas y está más o menos aceptado por una mayoría de astrónomos que las masas de los agujeros negros centrales son proporcionales a las de las galaxias que los albergan. No se conoce, sin embargo, la razón de esta proporcionalidad y hay pocas medidas precisas que le sirvan de base. En términos generales, se piensa que las galaxias evolucionan y crecen de forma paralela a sus agujeros negros centrales. Por ejemplo, si una gran galaxia elíptica se forma a partir de dos espirales, también el nuevo agujero negro central podría ser la fusión de los dos individuales de las galaxias iniciales.

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Normalmente, un agujero negro supermasivo suele contener un pequeño porcentaje, en torno al 0,1 por ciento, de la masa total de la galaxia que lo rodea. Sin embargo, en el caso de M60-UCD1, el agujero negro contiene en torno al 15 por ciento de la masa de la galaxia. Este porcentaje es al menos cien veces más alto que el habitual.

Cuando comparamos M60-UCD1 con la Vía Láctea, resulta que la primera es unas 500 veces más pequeña y unas mil veces menos masiva que nuestra galaxia. Sin embargo el agujero negro central de M60-UCD1 es unas 5 veces más masivo que el de la Vía Láctea.

Evolución galáctica

La explicación más plausible para esta situación tan anómala es que M60-UCD1 sea el pequeño remanente de una galaxia que fue mucho más masiva en el pasado, quizás cientos o miles de veces más masiva. La proximidad a la gran elíptica M60 conduce a pensar que quizás esta galaxia fue la responsable de las fuerzas gravitatorias que arrancaron la mayor parte de la masa inicial de la que hoy contemplamos como galaxia enana, mientras que su gran agujero inicial quedó intacto durante el proceso. Estas nuevas observaciones parecen confirmar, por tanto, la segunda de las dos teorías evocadas más arriba para el origen de las galaxias ultracompactas.

 

Existen muchas galaxias enanas ultracompactas en el universo, se conocen varias decenas en los cúmulos de galaxias más cercanos. Una peculiaridad de todas estas galaxias es que la masa que se deduce a partir de su brillo es siempre menor que la masa estimada por métodos dinámicos. Las nuevas observaciones de M60-UCD1 ofrecen un indicio para una posible solución a esta paradoja. En efecto, si todas estas galaxias poseen agujeros negros tan masivos, la contribución de las masas de éstos a las masas totales de las galaxias sería muy significativa, explicando el defecto de masa que se obtiene teniendo en cuenta tan sólo el brillo de las estrellas en las galaxias.

Naturalmente para verificar esta hipótesis resulta imprescindible medir una muestra amplia de galaxias enanas ultracompactas, algo extremadamente difícil en estos momentos incluso con los mayores telescopios disponibles. Habrá que esperar a la siguiente generación de grandes telescopios ópticos, con espejos de más de treinta metros de diámetro, para medir con precisión estas galaxias liliputienses.

 

 

* El estudio de la galaxia M60-UCD1 por Anil Seth y colaboradores ha sido publicado en el número del 18 de septiembre de la revista Nature. El manuscrito del artículo puede consultarse aquí.

* Si se confirmase que todas las galaxias enanas ultracompactas poseen agujeros negros en sus centros, resultaría que la abundancia de los agujeros negros supermasivos en el universo sería mucho más alta que la estimada hasta el presente.

* Además de agujeros negros supermasivos, existen en el universo agujeros negros de masa estelar (que se forman en las implosiones que se producen al final de las vidas de las estrellas). En algunas teorías de gravedad cuántica, se especula con la existencia de microagujeros negros de masa muy pequeña que se evaporarían en tiempos muy cortos mediante la emisión de una radiación conocida como 'radiación de Hawking'

 

Rafael Bachiller es director del Observatorio Astronómico Nacional (Instituto Geográfico Nacional) y académico de la Real Academia de Doctores de España.

 

 

Artist’s concept of supermassive black hole within M60-UCD1.[2]

This is an illustration of the supermassive black hole located in the middle of the very dense galaxy M60-UCD1. It weighs as much as 21 million times the mass of our Sun. Lying about 50 million light-years away, M60-UCD1 is a tiny galaxy with a diameter of 300 light-years — just 1/500th of the diameter of the Milky Way! Despite its size it is pretty crowded, containing some 140 million stars. Because no light can escape from the black hole, it appears simply in silhouette against the starry background. The black hole’s intense gravitational field warps the light of the background stars to form ring-like images just outside the dark edges of the black hole’s event horizon. Combined observations by the NASA/ESA Hubble Space Telescope and NASA’s Gemini North telescope determined the presence of the black hole inside M60-UCD1.

http://en.wikipedia.org/wiki/M60-UCD1

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Stellar kinematic maps of M60-UCD1 showing clear rotation and a dispersion peak.

a and b show the measured radial velocities (bulk motions towards and away from us) and velocity dispersions (random motions) of the stars in M60-UCD1 with typical errors of 6 km s−1. Black contours show isophotes in the K-band stellar continuum. Kinematics are determined in each individual pixel near the centre, but at larger radii the data were binned to increase the signal-to-noise ratio and enable kinematic measurements. c and d show the best-fitting dynamical model; a black hole is required to replicate the central dispersion peak.

Stellar kinematic maps of M60-UCD1 showing clear rotation and a dispersion peak.

From A supermassive black hole in an ultra-compact dwarf galaxy

 

 

 

 

A supermassive black hole in an ultra-compact dwarf galaxy

 Nature 513, 398–400 (18 September 2014)

 

Densest-Galaxy

Ultra-compact dwarf galaxies are among the densest stellar systems in the Universe. These systems have masses of up to 2 × 108 solar masses, but half-light radii of just 3–50 parsecs1. Dynamical mass estimates show that many such dwarfs are more massive than expected from their luminosity2. It remains unclear whether these high dynamical mass estimates arise because of the presence of supermassive black holes or result from a non-standard stellar initial mass function that causes the average stellar mass to be higher than expected3, 4. Here we report adaptive optics kinematic data of the ultra-compact dwarf galaxy M60-UCD1 that show a central velocity dispersion peak exceeding 100 kilometres per second and modest rotation. Dynamical modelling of these data reveals the presence of a supermassive black hole with a mass of 2.1 × 107 solar masses. This is 15 per cent of the object’s total mass. The high black hole mass and mass fraction suggest that M60-UCD1 is the stripped nucleus of a galaxy. Our analysis also shows that M60-UCD1’s stellar mass is consistent with its luminosity, implying a large population of previously unrecognized supermassive black holes in other ultra-compact dwarf galaxies2.

 

Anil C. Seth,    Remco van den Bosch, Steffen Mieske, Holger Baumgardt, Mark den Brok,     Jay Strader, Nadine Neumayer,    Igor Chilingarian, Michael Hilker, Richard McDermid, Lee Spitler, Jean Brodie,    Matthias J. Frank    & Jonelle L. Walsh

 

 Nature 513, 398–400 (18 September 2014)

 

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http://1.bp.blogspot.com/-v-hEaGZrzCM/UJuxq9VIEjI/AAAAAAAAKzk/DJkSD_ovzSQ/s400/galaxia-renacuajo_PS1V9_snyder.jpg

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Arp 188 y la cola del Renacuajo. En esta vista espectacular, basada en datos de imagen del Hubble Legacy Archive, numerosas galaxias lejanas forman un hermoso telón de fondo para la distorsionada galaxia espiral Arp 188, la Galaxia del Renacuajo. El renacuajo cósmico se encuentra a no más de 420 millones de años-luz en dirección de la constelación septentrional del Dragón o Draco. La cola —o arrastre gravitacional en la jerga astronómica— de la galaxia, la parte que más llama la atención, mide cerca de 280 mil años-luz de longitud y cuenta con cúmulos de estrellas masivas, brillantes y azules. Una hipótesis sostiene que una galaxia intrusa más compacta cruzó a Arp 188 por el frente —de derecha a izquierda en la imagen— y, a consecuencia de la atracción gravitacional, fue arrojada detrás del Renacuajo. Durante el encuentro cercano las fuerzas de marea arrancaron estrellas, gas y polvo de la galaxia espiral, dando lugar a la formación de una cola espectacular. En cuanto a la propia galaxia intrusa, se encontraría a unos 300 mil años-luz detrás del Renacuajo y puede verse a través de los brazos de la galaxia espiral que, situada en primer plano, se divisa en la parte superior derecha de la imagen (clic en la imagen para ampliarla). Leer la entrada completa.

 

http://www.americaspace.com/?p=67750

Bizarre Universe: Massive Black Hole In Tiny Galaxy and Exoplanet That Makes Its Star Act Older Than It Is
By Paul Scott Anderson

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25 septiembre 2014 4 25 /09 /septiembre /2014 21:06

India's Mars Orbiter Mission Arrives at the Red Planet ...

news.discovery.com/.../indias-mars-orbiter-mission-a...

 

http://multimedia.thenational.ae/interactives/flat-graphics/india-mangalyaan.jpg

 

 

 

La nave «low cost» de la India envía sus primeras imágenes de Marte

 

La nave «low cost» de la India envía sus primeras imágenes de Marte

 

25/09/2014 .

 

La nave Mangalyaan de la India ha enviado a la Tierra sus primeras imágenes de la superficie de Marte, donde llegó el pasado miércoles después de un viaje de 670 millones kilómetros y 300 días que ha llenado de orgullo al país asiático.

Menos de 24 horas después de su llegada a la órbita del Planeta rojo, la cuenta oficial en Twitter del orbitador de la ISRO (agencia espacial india) ha subido este jueves una foto de la superficie marciana con el mensaje «la vista es agradable aquí». En la fotografía, tomada a 7.300 km de altitud, se pueden ver los cráteres marcianos. «La cámara de color a bordo comenzó a trabajar poco después de la estabilización en la órbita elíptica de Marte y tomó una docena de fotografías de su superficie y alrededores», ha dicho Koteswara Rao, científico de ISRO a AFP. Y añadía: «Todas las funciones esenciales funcionan normalmente»

El miércoles se produjo un intercambio divertido de tweets entre el rover Curiosity y Mangalyaan, informa EP. El explorador de superficie de la NASA le dedicaba un «Namaste, orbitador de Marte!» y la primera misión interplanetaria india respondía con un «Hola, Curiosity. Manténgase en contacto. Estaré por aquí».

La ISRO se ha convertido en la cuarta agencia espacial en enviar con éxito una nave espacial a la órbita de Marte. En las próximas semanas, la sonda será probada a fondo. Una vez comprobado que todo funciona correctamente, el satélite estudiará la superficie, topografía y atmósfera del planeta y se centrará en la búsqueda de metano, uno de los indicadores de la existencia de vida.

La misión india es además el viaje marciano más barato hasta la fecha con un coste de 73 millones de dólares, una décima parte de proyectos similares estadounidenses e incluso por debajo del presupuesto de películas de Hollywood como «Gravity».

 

 

 La India, a punto de llegar a Marte

Día 17/09/2014 -La nave espacial india MOI (Mars Orbit Insertion), conocida como Mangalyaan, alcanzará el próximo miércoles 24 de septiembre la órbita de inserción en el Planeta rojo. Este hito convierte a la India en la cuarta potencia espacial en llegar a Marte, tras Estados Unidos, la Unión Soviética y Europa.

Este miércoles, los responsables de la misión enviaron los comandos para la denominada cuarta maniobra de corrección de trayectoria, y para la activacion del motor de combustible líquido con el que se dirigirá la aproximación, según informa la agencia espacial india (ISRO).

El objetivo principal de esta misión es demostrar las capacidades tecnológicas de India y también estudiar la atmósfera del planeta y su superficie. Para ello, la sonda está equipada con cinco instrumentos, entre los que incluye un reproductor de imágenes de varios colores o un rastreador de gas metano.

Mangalyaan, diseñada y construida en 15 meses por la agencia espacial india (ISRO) fue lanzada en noviembre de 2013 desde la base de Sriharikota, a bordo de un cohete PSLV C-25.

Esta misión india a Marte ha sido ensalzada por el gobierno del país por su mérito científico y bajo coste. Asi, el primer ministro del país asiático, Narendra Modi, ha destacado que el presupuesto de la misión es de 73 millones de dólares, frente a los 100 millones que costó la película«Gravity».

 

 

 

India's Mars Orbiter Mission Arrives Safely | Sky & Telescope

www.skyandtelescope.com/.../mars-orbiter-mission-a...

 

 

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The Mars Orbiter Mission (MOM), also called Mangalyaan "Mars-craft" (Sanskrit मंगल maṅgala "Mars" + यान yāna "craft"),[9][10] is a Mars orbiter launched into Earth orbit on 5 November 2013 by the Indian Space Research Organisation (ISRO).[11][12][13][14] It was successfully inserted into Mars orbit on 24 September 2014, making India the first nation to send a satellite into Mars orbit on its first attempt, and the first Asian nation to do so.[15][16][17][18]

The mission is a "technology demonstrator" project aiming to develop the technologies required for design, planning, management, and operations of an interplanetary mission.[19] It carries five instruments which will advance knowledge about Mars.[20]

The Mars Orbiter Mission probe lifted-off from the First Launch Pad at Satish Dhawan Space Centre SHAR, Sriharikota, Andhra Pradesh, using a Polar Satellite Launch Vehicle (PSLV) rocket C25 at 09:08 UTC (14:38 IST) on 5 November 2013.[21] The launch window was approximately 20 days long and started on 28 October 2013.[5] The MOM probe spent about a month in Earth orbit, where it made a series of seven altitude-raising orbital manoeuvres before trans-Mars injection on 30 November 2013 (UTC).[22]

It is India's first interplanetary mission and ISRO has become the fourth space agency to reach Mars, after the Soviet space program, NASA, and the European Space Agency.[23][24] The spacecraft is currently being monitored from the Spacecraft Control Centre at ISRO Telemetry, Tracking and Command Network (ISTRAC) in Bangalore with support from Indian Deep Space Network (IDSN) antennae at Byalalu.[25]

 

 

http://en.wikipedia.org/wiki/Mars_Orbiter_Mission

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22 septiembre 2014 1 22 /09 /septiembre /2014 19:14

 

 

 

 

The diagram illustrates the orbits of Ceres (blue) and several planets (white/grey). The segments of orbits below the ecliptic are plotted in darker colours, and the orange plus sign is the Sun's location. The top left diagram is a polar view that shows the location of Ceres in the gap between Mars and Jupiter. The top right is a close-up demonstrating the locations of the perihelia (q) and aphelia (Q) of Ceres and Mars. Interestingly, the perihelia of Ceres (as well as those of several other of the largest MBAs) and Mars are on the opposite sides of the Sun. The bottom diagram is a perspective view showing the inclination of the orbit of Ceres compared to the orbits of Mars and Jupiter.

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Ceres fue descubierto el 1 de enero de 1801 desde un observatorio en Palermo (Italia) por Giuseppe Piazzi (1746-1826), cura católico, mientras trabajaba en la compilación de un catálogo estelar. El día 3 de enero el cuerpo se había desplazado un tercio de luna hacia el oeste. Hasta el 24 de enero no publicó su descubrimiento creyendo que se trataba de un cometa.

El objeto fue cautamente anunciado por su descubridor en un primer momento como un cometa sin nebulosidad más que como un nuevo planeta.

Si bien Ceres no fue considerado demasiado pequeño para ser un verdadero planeta y las primeras medidas presentaban un diámetro de 480 km, permaneció listado como planeta en libros y tablas astronómicas durante más de medio siglo, hasta la década de 1850, antes de que se encontraran otros muchos objetos similares en la misma región espacial.3 Ceres y ese grupo de cuerpos fueron denominados cinturón de asteroides. Muchos científicos imaginaron que serían los vestigios finales de un antiguo planeta destruido, si bien actualmente se cree que el cinturón es un planeta en construcción y que nunca completó su formación.

 

Ceres es el más pequeño de los planetas enanos dentro del sistema solar. Se ubica entre las órbitas de Marte y Júpiter. Fue descubierto el 1 de enero de 1801 por Giuseppe Piazzi y recibe su nombre en honor a la diosa romana de la agricultura, las cosechas y la fecundidad, Ceres.

Inicialmente se lo consideró como un cometa, luego como un planeta, y posteriormente fue considerado el mayor asteroide descubierto por el hombre, hasta la creación de la categoría de «planeta enano», en 2006.

Este planeta enano contiene aproximadamente la tercera parte de la masa total del cinturón de asteroides, siendo el más grande de todos los cuerpos de dicho grupo.

 

La idea de que un planeta frío desconocido existiera entre las órbitas de Marte y Júpiter fue sugerida por Johann Elert Bode en 1768. Sus consideraciones se basaban en la Ley de Titius-Bode, una teoría propuesta por Johann Daniel Titius en 1766. De acuerdo con esta ley, la distancia al Sol de este planeta era de unos 2,8 UA. El descubrimiento por William Herschel de Urano en 1781 incrementó la creencia en la ley de Titius-Bode. En el congreso astronómico que tuvo lugar en Gotha, Alemania, en 1796, el francés Joseph Lalande recomendó su búsqueda. Entre cinco grupos de astrónomos se repartieron el zodíaco en la búsqueda del quinto planeta y en 1800, veinticuatro astrónomos expertos, combinaron sus esfuerzos y comenzaron una búsqueda metódica del planeta propuesto. El proyecto fue encabezado por Franz Xaver von Zach. Si bien no encontraron a Ceres, sí que descubrieron grandes asteroides.

 

 

 

Comparación del tamaño de los asteroides 1 a 10, con el de la Luna de fondo. Ceres, planeta enano, es el n.º 1.

2: Palas. 3: Juno. 4: Vesta. 5: Astrea. 6: Hebe. 7: Iris. 8: Flora. 9: Metis. 10: Higía

 

 

 

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http://www.glogster.com/cheesyweezy/giuseppe-piazzi/g-6lrt0dslmrb1vqg9g7jhca0

 

 

DATOS DEL PLANETA ENANO CERES

Tiene un diámetro de 950 × 932 km y una superficie de 2 800 000 km², encontrándose situado en el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter. Como comparación, su superficie es equivalente a la de Argentina.

Con una masa de 8,7 × 1020 kg (25 % de la masa del cinturón de asteroides), Ceres comprende casi un tercio de la masa total estimada (2,3×1021 kg) de los asteroides del Sistema Solar. Hay algunos indicios de que su superficie es cálida y de que podría tener una débil atmósfera.

Los indicios sugerían también que podría tener agua en forma de escarcha en su superficie y una gruesa capa de hielo sobre un núcleo rocoso. En 2014 se publicó la confirmación de que Ceres contiene agua en abundancia, expulsando al espacio hasta 6 kilos de vapor por segundo. El hallazgo fue realizado por investigadores de la Agencia Espacial Europea y la Universidad de Florida Central ayudándose del telescopio espacial Herschel.4

En el pasado, Ceres era considerado como el mayor de una familia de asteroides (un grupo de elementos orbitales similares), pero estudios avanzados han mostrado que Ceres tiene unas propiedades espectrales diferentes de las de los otros miembros de la familia, y ahora este grupo es denominado como «familia Gefion», nombrado con respecto al asteroide (1272) Gefion, siendo Ceres un accidental compañero sin un origen en común.

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Artistic montage of Dawn firing its ion rocket engine, with conjectural Vesta, Ceres (right), and asteroid field.

 

SURFACE OF DWARF PLANET CERES

The surface composition of Ceres is broadly similar to that of C-type asteroids.[13] Some differences do exist. The ubiquitous features of the Cererian IR spectra are those of hydrated materials, which indicate the presence of significant amounts of water in the interior. Other possible surface constituents include iron-rich clay minerals (cronstedtite) and carbonate minerals (dolomite and siderite), which are common minerals in carbonaceous chondrite meteorites.[13] The spectral features of carbonates and clay minerals are usually absent in the spectra of other C-type asteroids.[13] Sometimes Ceres is classified as a G-type asteroid.[57]

The Cererian surface is relatively warm. The maximum temperature with the Sun overhead was estimated from measurements to be 235 K (about −38 °C, −36 °F) on 5 May 1991.[17]

 

 

Only a few Cererian surface features have been unambiguously detected. High-resolution ultraviolet Hubble Space Telescope images taken in 1995 showed a dark spot on its surface, which was nicknamed "Piazzi" in honor of the discoverer of Ceres.[57] This was thought to be a crater. Later near-infrared images with a higher resolution taken over a whole rotation with the Keck telescope using adaptive optics showed several bright and dark features moving with Ceres's rotation.[9][58] Two dark features had circular shapes and are presumably craters; one of them was observed to have a bright central region, whereas another was identified as the "Piazzi" feature.[9][58] More recent visible-light Hubble Space Telescope images of a full rotation taken in 2003 and 2004 showed 11 recognizable surface features, the natures of which are currently unknown.[12][59] One of these features corresponds to the "Piazzi" feature observed earlier.[12]

These last observations also determined that the north pole of Ceres points in the direction of right ascension 19 h 24 min (291°), declination +59°, in the constellation Draco. This means that Ceres's axial tilt is very small—about 3°.[8][12]

 

 

http://en.wikipedia.org/wiki/Dwarf_planet

 

 

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  • : Ecología y sostenibilidad socioambiental, énfasis en conservación de ríos y ecosistemas, denuncia de impacto de megaproyectos. Todo esto es indesligable de la política y por ello esta también se observa. Ecology, social and environmental sustainability, emphasis on conservation of rivers and ecosystems, denounces impact of megaprojects. All this is inseparable from politics, for it, the politics is also evaluated.
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  • Biólogo desde hace más de treinta años, desde la época en que aún los biólogos no eran empleados de los abogados ambientalistas. Actualmente preocupado …alarmado en realidad, por el LESIVO TRATADO DE(DES)INTEGRACIÓN ENERGÉTICA CON BRASIL
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