Nubes de alcohol
Astrónomos británicos anunciaron el descubrimiento en el espacio de una nube de alcohol de nada menos que 463.000 millones de kilómetros de extensión, que podría ser clave para explicar cómo se forman las estrellas gigantes.
La extensa nube, que tiene forma de arco, está compuesta por alcohol etílico o etanol, del mismo tipo del que esta hecha la cerveza.
El fenómeno fue ubicado en una zona de nuestra galaxia, en la Vía Láctea, donde se forman actualmente nuevas estrellas, bajo el efecto de la atracción gravitacional de inmensas concentraciones de gas y polvareda, indicaron en un comunicado los astrónomos del Observatorio Jodrell Bank de Gran Bretaña.
El alcohol etílico fue detectado por primera vez en 2004 en una de las nubes en forma de disco que se forman alrededor de las estrellas nacientes.
Su hallazgo generó un intenso debate entre los astrofísicos, que hasta entonces habían sostenido que el espacio no permitía la formación de moléculas orgánicas complejas. Hasta ahora se han identificado unas 130 moléculas orgánicas en el espacio, un hecho que refuerza los argumentos que defienden que la vida en la Tierra proviene originalmente del espacio.
Planeta X
Planeta X es un planeta más allá de Neptuno. La «X» se refiere a desconocido, no al número romano 10, ya que sólo había ocho planetas conocidos al momento de empezar a llamar Planeta X a un hipotético planeta del Sistema Solar.
Por las irregularidades que presentaba la órbita de Neptuno tras ser descubierto (en 1846), los astrónomos se volcaron a la búsqueda de un noveno planeta en el Sistema Solar. Ese planeta fue llamado Planeta X por Percival Lowell, cuando comenzó a buscarlo en 1905.
El descubrimiento de un objeto transneptuniano fue anunciado el 13 de marzo de 1930, septuagésimo quinto aniversario del nacimiento de Percival Lowell. El nombre elegido para el nuevo planeta fue Plutón, Dios homónimo de la oscuridad infernal y de los muertos en la mitología romana. No obstante, cálculos posteriores demostraron que la masa de Plutón no era suficiente para explicar las variaciones en la órbita de Neptuno, desde 2006 ha dejado de ser considerado dentro de la categoría de planeta para ser incluido en la de los planetas enanos, por lo que la búsqueda no se consideró finalizada. Más recientemente, en 2008 un equipo japonés de la universidad de Kobe publicó unos cálculos que sugerían la existencia de un planeta de un tamaño de hasta dos tercios el de la Tierra, orbitando a unas 100 UA. Hasta la fecha no se han encontrado pruebas de su existencia.
Planetas de pulsar
Se han descubierto exoplanetas en torno a pulsares, planetas en órbita alrededor de un pulsar en vez de en órbita alrededor de una estrella “normal”, hay en el fondo un misterio importante respecto a los planetas de pulsar: ¿cómo es que pueden existir?
Esto porque de acuerdo a las teorías de cómo se forman los planetas y las de cómo se forman los pulsares el asunto parece bastante “incompatible”, lo esperado sería que se detecten planetas en órbita alrededor de estrellas jóvenes y maduras (como el caso del Sol). Pero un Pulsar es lo que quedó de una estrella que casi se destruyó por completo con una supernova… ¿y cómo pudo entonces sobrevivir un planeta en torno a una estrella que hizo supernova?
La solución podría ser una de dos, ninguna comprobada aún:
- El planeta era un objeto que quedó atrapado por la gravedad del pulsar: “pasaba por ahí cerca” y el enorme campo gravitacional del Pulsar (casi tan grande como el de un Agujero Negro) lo atrajo y lo capturó en órbita.
- Después de la supernova que produjo el Pulsar la nebulosa de material expulsado por la estrella que hizo explosión tenía la densidad y características apropiadas para que se formara uno o más pequeños protoplanetas en torno al pulsar; por así decirlo serían “planetas de segunda vuelta”.
Pulsares
Un púlsar es una estrella de neutrones que emite radiación periódica. Los púlsares poseen un intenso campo magnético que induce la emisión de estos pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados con el periodo de rotación del objeto.
Las estrellas de neutrones pueden girar sobre sí mismas hasta varios cientos de veces por segundo; un punto de su superficie puede estar moviéndose a velocidades de hasta 70.000 km/s. De hecho, las estrellas de neutrones que giran muy rápidamente se expanden en su ecuador debido a esta velocidad vertiginosa. El efecto combinado de la enorme densidad de estas estrellas con su intensísimo campo magnético (generado por los protones y electrones de la superficie girando alrededor del centro a semejantes velocidades) causa que las partículas que se acercan a la estrella desde el exterior (como, por ejemplo, moléculas de gas o polvo interestelar), se aceleren a velocidades extremas y realicen espirales cerradísimas hacia los polos magnéticos de la estrella. Por ello, los polos magnéticos de una estrella de neutrones son lugares de actividad muy intensa: emiten chorros de radiación en el rango del radio, rayos X o rayos gamma, como si fueran cañones de radiación electromagnética muy intensa y muy colmada.
Magnetares
Un magnetar o magnetoestrella es una estrella de neutrones alimentada con un campo magnético extremadamente fuerte. Se trata de una variedad de púlsar cuya característica principal es la expulsión, en un breve periodo de tiempo (equivalente a la duración de un relámpago), de enormes cantidades de alta energía en forma de rayos X y rayos gamma.
Los rayos Gamma están formados por fotones pertenecientes al extremo más energético del espectro electromagnético, seguidos de los rayos X y, a continuación, de los rayos ultravioleta. Si los rayos X expulsados por el magnetar son de alta intensidad recibe entonces el nombre de “púlsar anómalo de rayos X”, (en inglés “anomalous X-ray pulsars”, o su acrónimo AXPs). Si los rayos expulsados pertenecen al espectro Gamma de más alta intensidad, reciben el nombre de “repetidores de gamma suave”, SGRs del inglés “soft gamma repeater”.
Los rayos Gamma ordinarios conocidos como GRBs “estallidos de rayos gamma”, del inglés “gamma-ray bursts”, ya eran conocidos en las postrimerías de los años 1960. El descubrimiento de estos rayos tremendamente energéticos provenientes del espacio, se efectuó en plena guerra fría, cuando las dos superpotencias, EE. UU. y la URSS, se espiaban mutuamente tratando de controlar su arsenal nuclear. Con el fin de verificar el tratado de no proliferación de armas nucleares, EEUU lanzó una flota de satélites conocidos como Proyecto Vela. Con estos satélites, dotados especialmente para la captación de rayos X y rayos gamma, se descubrieron en 1967 aleatorias explosiones de estos últimos que, a modo de flashes, parecían venir desde distintas direcciones del Universo. El hallazgo se mantuvo en secreto hasta que, en 1973, fue dado a conocer a la opinión pública por Ray Klebesabel y su equipo de Los Alamos National Laboratory.
Neutrinos
Un neutrino es una partícula de masa nula (o muy cercana a nula) que no tiene carga y no siente la fuerza nuclear fuerte. Fue propuesto por Wolfgang Pauli en 1930 y descubierto en 1956 por Fred Reines y Clyde Cowan. En el universo hay muchos neutrinos (250 en cada centímetro cuadrado del cosmos), pero como éstos no sienten la fuerza nuclear fuerte ni la fuerza electromagnética, es muy difícil detectarlos. En el tiempo que usted demora en leer esta frase, millones de neutrinos han atravezado su cuerpo a la velocidad de la luz. Estas partículas pueden constituir gran parte de la materia oscura del universo.
Estos se producen en reacciones nucleares tales como las que tienen lugar en el centro del Sol. La única forma de interacción que sufre con otras partículas es a través de la interacción nuclear débil, por esta razón atraviesan la Tierra como si nada las disturbara.
Estrella de Quarks
El término estrella de quarks o estrella extraña es usado para denominar un tipo de estrella exótica en la cual, debido a la alta densidad, la materia existe en forma de quarks desconfinados. Lo anterior es comúnmente llamado un plasma de quarks-gluones.
Este estado de la materia podría encontrarse en regiones internas de estrellas de neutrones, o bien componer la totalidad de la estrella. En el segundo caso, la materia no se mantendría unida por la atracción gravitacional, sino por la interacción fuerte entre los quarks. En este caso, la estrella se dice autoligada.
Si bien no se han observado objetos que puedan ser asociados a estrellas compuestas completamente de quarks, la existencia de quarks desconfinados en el interior de estrellas de neutrones no está descartada, ya que la composición de la materia a esas densidades es aún incierta.
Se han descubierto dos posibles candidatos a estrellas de quarks, RX J1856.5-3754 y 3C58. Inicialmente catalogadas como estrellas de neutrones, la primera parece más pequeña y la segunda más fría de lo que deberían ser, lo que sugiere que pueden estar compuestas por un material de mayor densidad que la materia degenerada. No obstante, los resultados no son concluyentes. Recientemente, un tercer objeto, denominado XTE J1739-285, también ha sido propuesto como posible candidato.
Asteroide Toutatis
Descubierto por astrónomos franceses en 1989, Toutatis está catalogado, por su tamaño y cercanía con la Tierra, como un objeto NEO (Near Earth Object), “cercano a la Tierra”, con una trayectoria orbital “excéntrica”, que lo lleva hasta el famoso Cinturón de Asteroides (entre Marte y Júpiter) en su máximo alejamiento del Sol y cerca de la órbita terrestre durante su perihelio.
El asteroide, que recibe el nombre del dios galo de la guerra y los pueblos, es, entre todos los asteroides conocidos de varios kilómetros que cruzan la trayectoria de la Tierra, aquel cuyo plano orbital está más cercano al plano de la órbita terrestre y el que tiene la trayectoria más caótica jamás documentada, debido a sus frecuentes acercamientos a la Tierra, explicó la NASA.
Toutatis, catalogado por la Unión Astronómica Internacional con el número 4.179 en la lista de cuerpos menores del Sistema Solar, tiene un diámetro de 4,6 kilómetros de largo por 2,4 kilómetros de ancho y tarda casi 4 años en dar una vuelta al Sol.
Además, sigue un extravagante movimiento, ya que tiene una rotación doble, es decir, gira sobre sí mismo en dos ciclos alternados, uno de 5,4 días y otro de 7,3 días.
Luna Miranda o Luna Frankestein
Miranda es el más pequeño e interior de los principales satélites naturales de Urano, tiene un cuerpo cuasi-esférico de 472 km de diámetro. Todo parece indicar que el nacimiento del satélite fue extremadamente violento, debido a la extraordinaria orografía. La superficie de Miranda está formada en su mayoría de hielos de agua, siendo el interior posiblemente formado por rocas silicatadas y compuestos ricos en metano.
Geológicamente, Miranda ha sido el cuerpo más activo del Sistema Solar. La superficie está atravesada por grandes cañones de hasta 20 km de profundidad con regiones de terreno resquebrajado indicando una muy intensa actividad geológica en el pasado. Se piensa que esta actividad geológica podría estar relacionada con efectos de marea producidos por Urano. Sin embargo, es más aceptada la teoría de que en el pasado Miranda sufrió un fuerte impacto que estuvo a punto de destruir la luna. Otra teoría, que ahora ya no se considera tan válida, dice que en el pasado Miranda sufrió un fuerte impacto que la partió en trozos. Con el tiempo, los fragmentos se volvieron a juntar dando el aspecto de cuerpo remendado que tiene actualmente.
Galaxia infrarroja ultraluminosa
Una galaxia infrarroja ultraluminosa (ULIRG, del inglés UltraLuminous InfraRed Galaxy) es un tipo particular de galaxia que se caracteriza por tener una luminosidad muy elevada en la región infrarroja del espectro electromagnético, superior a 1012 luminosidades solares, es decir, más de 100 veces la luminosidad infrarroja de una galaxia normal como la Vía Láctea.
Casi todas las ULIRGs muestran signos de una interacción reciente con otra galaxia, o son el resultado de la fusión de dos galaxias. Su elevada luminosidad es debida a la presencia de un núcleo galáctico activo, un estallido de formación estelar o ambas cosas. En estas galaxias, la mayor parte de la radiación óptica y ultravioleta emitida por el núcleo galáctico activo o las estrellas jóvenes está oscurecida por grandes cantidades de polvo, que se calienta y emite en el infrarrojo.
Estos objetos fueron descubiertos por IRAS en 1983.
Agujeros negros
Un agujero negro u hoyo negro es una región finita del espacio-tiempo provocada por una gran concentración de masa en su interior, con enorme aumento de la densidad, lo que provoca un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera los fotones de luz, puede escapar de dicha región.
Según su masa, teóricamente pueden existir al menos tres clases de agujeros negros:
- Agujeros negros supermasivos: con masas de varios millones de masas solares. Se hallarían en el corazón de muchas galaxias. Se forman en el mismo proceso que da origen a las componentes esféricas de las galaxias.
- Agujeros negros de masa estelar: se forman cuando una estrella de masa 2,5 mayor que la masa del Sol se convierte en supernova e implosiona. Su núcleo se concentra en un volumen muy pequeño que cada vez se va reduciendo más.
- Micro agujeros negros. Son objetos hipotéticos, algo más pequeños que los estelares. Éstos pueden llegar a evaporarse en un período relativamente corto fácilmente mediante emisión de radiación de Hawking si son suficientemente pequeños.
Quasar
Palabra derivada de la frase Quasi Stellar Object (objeto casi estelar) creada en 1963 para definir una nueva clase de objetos celestes descubiertos en el transcurso de conjuntas observaciones ópticas y radioastronómicas.
Se trata de cuerpos celestes que tienen una apariencia estelar y que, en el telescopio, aparecen como débiles estrellitas; sin embargo, observadas con el radiotelescopio, muestran una emisión energética tan intensa como para ser comparable con la de una galaxia íntegra.
Los quásar muestran también un desplazamiento de las rayas espectrales hacia el rojo tan fuerte que, si este fenómeno tuviera que ser interpretado en términos de Expansión del Universo, ellos deberían estar animados con velocidades próximas a las de la luz y encontrarse en los extremos confines del Universo mismo, a miles de millones de años-luz de nosotros.
El primer quásar fue descubierto por el astrónomo Maarten Schmidt del observatorio de Mount Palomar (California), en 1963. El encontró una pequeñísima estrella cuya posición coincidía con la de una gran fuente de ondas de radio de tipo galáctico. El espectro de esta estrella era sin embargo muy especial: en efecto, mostraba un redshift elevadísimo.
Algunos quásar, visibles ópticamente, muestran, si se fotografían con largas exposiciones, una envoltura de gas alrededor del objeto central.
Materia oscura
Se denomina materia oscura a la materia hipotética de composición desconocida que no emite o refleja suficiente radiación electromagnética para ser observada directamente con los medios técnicos actuales pero cuya existencia puede inferirse a partir de los efectos gravitacionales que causa en la materia visible, tales como las estrellas o las galaxias, así como en las anisotropías del fondo cósmico de microondas. No se debe confundir la materia oscura con la energía oscura. De acuerdo con las observaciones actuales de estructuras mayores que una galaxia, así como la cosmología del Big Bang, la materia oscura constituye la gran mayoría de la masa en el Universo observable.
La composición de la materia oscura se desconoce, pero puede incluir neutrinos ordinarios y pesados, partículas elementales recientemente postuladas como los WIMPs y los axiones, cuerpos astronómicos como las estrellas enanas y los planetas (colectivamente llamados MACHOs) y las nubes de gases no luminosos. Las pruebas actuales favorecen los modelos en que el componente primario de la materia oscura son las nuevas partículas elementales llamadas colectivamente materia oscura no bariónica.
Energía oscura
La energía oscura es una forma hipotética de materia que estaría presente en todo el espacio, produciendo una presión negativa y que tiende a incrementar la aceleración de la expansión del Universo, resultando en una fuerza gravitacional repulsiva. Asumir la existencia de la energía oscura es la manera más popular de explicar las observaciones recientes en las que el Universo parece estar expandiéndose con una tasa de aceleración positiva. En el modelo estándar de la cosmología, la energía oscura actualmente aporta casi tres cuartas partes de la masa-energía total del Universo.
La consecuencia más directa de la existencia de la energía oscura y la aceleración del Universo es que éste es más antiguo de lo que se creía. Si se calcula la edad del Universo con base en los datos actuales de la constante de Hubble (71±4 (km/s)/Mp), se obtiene una edad de 10.000 millones de años, menor que la edad de las estrellas más viejas que es posible observar en los cúmulos globulares, lo que crea una paradoja insalvable. Los cosmólogos estiman que la aceleración empezó hace unos 9.000 millones de años. Antes de eso, se pensaba que la expansión estaba ralentizándose, debido a la influencia atractiva de la materia oscura y los bariones. La densidad de materia oscura en un Universo en expansión desaparece más rápidamente que la energía oscura y finalmente domina la energía oscura. Especificamente, cuando el volumen del Universo se dobla, la densidad de materia oscura se divide a la mitad pero la densidad de energía oscura casi permanece sin cambios (exactamente es constante en el caso de una constante cosmológica). Teniendo en cuenta la energía oscura, la edad del Universo es de unos 13.700 millones de años (de acuerdo con los datos del satélite WMAP en 2003), lo que resuelve la paradoja de la edad de las estrellas más antiguas.