viernes, 14 de junio de 2013

HUBBLE, NUESTROS OJOS AL INFINITO

                                                                   VISION DESDE EL TRANSBORDADOR ESPACIAL
El telescopio espacial Hubble (HST por sus siglas en inglés), también conocido como telescopio orbital Hubble es un telescopio que orbita en el exterior de la atmósfera, en órbita circular alrededor de la Tierra a 593 km sobre el nivel del mar, con un período orbital entre 96 y 97 min. Denominado de esa forma en honor del astrónomo Edwin Hubble, fue puesto en órbita el 24 de abril de 1990 en la misión STS-31 y como un proyecto conjunto de la NASA y de la Agencia Espacial Europea inaugurando el programa de Grandes Observatorios. El telescopio puede obtener imágenes con una resolución óptica mayor de 0,1 segundos de arco. La ventaja de disponer de un telescopio más allá de la atmósfera radica, principalmente, en que de esta manera se pueden eliminar los efectos de la turbulencia atmosférica. Además, la atmósfera absorbe fuertemente la radiación electromagnética en ciertas longitudes de onda, especialmente en el infrarrojo, disminuyendo la calidad de las imágenes e imposibilitando la adquisición de espectros en ciertas bandas caracterizadas por la absorción de la atmósfera terrestre. Los telescopios terrestres se ven también afectados por factores meteorológicos (presencia de nubes) y la contaminación lumínica ocasionada por los grandes asentamientos urbanos, lo que reduce las posibilidades de ubicación de telescopios terrestres.[5] El 24 de abril de 1990, la agencia nacional de aeronáutica y del espacio de estados unidos, NASA, y la agencia espacial europea, ESA, pusieron en órbita el telescopio espacial Hubble. El espejo principal del telescopio tiene un diámetro de 2,4 metros, y al estar por encima de la atmósfera, ofrece imágenes de mejor resolución en comparación con los grandes telescopios tradicionales sobre la tierra. En febrero de 1997, 6 astronautas a bordo de la lanzadera espacial Discovery, realizaron una revisión técnica del telescopio y cambiaron sus espectrógrafos. Hubble a hecho grandes aportes al estudio del universo. Por ejemplo, los científicos han podido establecer claramente cómo se produce la formación de las estrellas, y en 1998, se captaron imágenes del choque entre dos galaxias.

Una de las características del HST era la posibilidad de ser visitado por astronautas en las llamadas misiones de servicio (SM, por sus iniciales en inglés). Durante las misiones de servicio se podía arreglar elementos estropeados, instalar nuevos instrumentos y elevar la órbita del telescopio. Se realizaron 5 misiones de servicio (SM1, SM2, SM3A, SM3B y SM4). La última tuvo lugar en mayo de 2009 y en ella se produjo la mejora más drástica de la capacidad instrumental del HST, al instalarse dos nuevos instrumentos (WFC3 y COS), repararse otros dos (ACS y STIS) y mejorar otro más (FGS).



Descripción técnica
El telescopio tiene una masa en torno a 11 toneladas, de forma cilíndrica con una longitud de 13,2 m y un diámetro máximo de 4,2 m. El coste del HST ascendió (en 1990) a 2000 millones de dólares estadounidenses. Inicialmente un fallo en el pulido del espejo primario del telescopio fabricado por Perkin Elmer produjo imágenes ligeramente desenfocadas debido a aberraciones esféricas. Aunque este fallo fue considerado en su día como una importante negligencia por parte del proyecto, la primera misión de servicio al telescopio espacial pudo instalar un sistema de corrección óptica capaz de corregir el defecto del espejo primario (COSTAR, iniciales en inglés de Óptica correctora como reemplazo axial del telescopio espacial) alcanzándose las especificaciones de resolución inicialmente previstas.

El HST es un telescopio de tipo reflector y su espejo primario tiene un diámetro de 2,4 m. Para la exploración del cielo incorpora en la actualidad cuatro instrumentos con capacidad de obtener imágenes y espectros, un espectrógrafo y tres sensores de guiado fino que pueden actuar como interferómetros. Para la generación de electricidad se emplean dos paneles solares que alimentan las cámaras, los cuatro motores empleados para orientar y estabilizar el telescopio, los equipos de refrigeración de los instrumentos y la electrónica del telescopio. Así mismo, el HST dispone de baterías recargables a partir de los paneles solares que le permiten utilizar la electricidad almacenada cuando la Tierra eclipsa el Sol o cuando la orientación de los paneles solares no es la apropiada.


Las misiones de servicio
Ya desde su diseño, el HST se concibió como un telescopio espacial que podría ser visitado por el

transbordador espacial. Las razones para esa capacidad son:
Poder reparar elementos estropeados. El espacio es un entorno agresivo para un satélite debido al efecto sobre los elementos electrónicos de las partículas elementales cargadas que se desplazan a gran velocidad y a la posibilidad de impactos con micropartículas. Por ese motivo, estaba claro desde el principio que algunas partes del HST fallarían en un plazo no muy largo.
Instalar nuevos instrumentos, ya sean instrumentos científicos u otras partes del telescopio. Dada la rápida evolución de la tecnología, los detectores u ordenadores (por poner dos ejemplos) disponibles durante la larga vida del telescopio son superiores a los que originalmente se instalaron antes de su lanzamiento. Las visitas del transbordador permite actualizar esos elementos y así mejorar la capacidad del HST.
Mantener la órbita del telescopio. Debido al rozamiento con la atmósfera (muy tenue pero no inexistente a esa altura), el telescopio es frenado muy lentamente y, como consecuencia de la atracción gravitatoria terrestre, pierde altura. Cada vez que el HST es visitado, el transbordador espacial ha de empujarlo a una órbita ligeramente más alta.


La primera misión de servicio (SM1)
La primera misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Endeavour (STS-61) en diciembre de 1993 y tuvo una duración de diez días. El plan de la SM1 estuvo fuertemente condicionado por la aberración esférica detectada tres años antes en el espejo primario. Las dos reparaciones más importantes fueron la sustitución del Fotómetro de Alta Velocidad (HSP, por sus iniciales en inglés) por la óptica correctora COSTAR y la instalación de la Cámara Planetaria y de Gran Angular 2 (WFPC2) en el lugar de la cámara original (WFPC). El propósito de COSTAR era el conseguir el enfoque correcto de los otros tres instrumentos axiles originales del telescopio (la Cámara de Objetos Débiles o FOC, el Espectrógrafo de Objetos Débiles o FOS y el Espectrógrafo Goddard de Alta Resolución o GHRS). La WFPC2 ya incorporaba su propia corrección del efecto de la aberración esférica del espejo primario. Además, se instalaron dos nuevos paneles solares, cuatro giroscopios, dos unidades eléctricas de control, dos magnetómetros y un nuevo ordenador de a bordo. Por último, la órbita del HST fue elevada por primera vez desde su lanzamiento.

La SM1 estuvo rodeada de gran expectación. Por ejemplo, la revista New Scientist declaraba antes de su ejecución que constituía “la reparación más ambiciosa de la historia de la aeronáutica”. El éxito de la misión fue total hasta el punto que el jefe científico del proyecto, Edward J. Weiler, declaró que "el Hubble ha quedado reparado a un grado que nunca hubiéramos soñado”.

La segunda misión de servicio (SM2)
La segunda misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Discovery (STS-82) en febrero de 1997. En ella se reemplazaron dos instrumentos preexistentes (el GHRS y el FOS) por otros dos nuevos, el Espectrógrafo de Imágenes del Telescopio Espacial (STIS) y la Cámara y Espectrómetro Multi-Objeto del Infrarrojo Cercano (NICMOS), se sustituyó un sistema de almacenamiento de datos en cinta por uno de estado sólido, se reparó el aislamiento térmico y se elevó la órbita del telescopio. El sistema de refrigeración de NICMOS no funcionó de la manera especificada y eso hizo que su vida útil se redujera de 4,5 a 2 años.

La tercera misión de servicio (SM3A)
La tercera misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Discovery (STS-103) en diciembre de 1999.


La cuarta misión de servicio (SM3B)
La cuarta misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Columbia (STS-109) en marzo de 2002.



La quinta misión de servicio (SM4)


La quinta misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Atlantis (STS-125) en mayo de 2009. Ésta fue la última misión de servicio y duró 11 días, participaron en ella 7 tripulantes con el objetivo de reparar y añadir nuevos instrumentos al telescopio.[4]

La quinta misión de mantenimiento, prevista para 2006, se canceló inicialmente pero posteriormente se reinstauró. Con ella, está previsto que el Hubble alcanzará el final de su vida útil hasta mediados de la década de 2010. La fecha exacta del fin del Hubble es incierta, ya que depende de la vida de los giróscopos, baterías y el frenado atmosférico (corregible). La NASA prevé lanzar hacia el 2012 un telescopio de nueva generación (el James Webb) para observar en el infrarrojo cercano y medio. El Telescopio Espacial James Webb no es un sustituto del Hubble sino un complemento, ya que observa en un rango distinto del espectro electromagnético.

El 14 de junio de 2006 la cámara avanzada para sondeos (siglas en inglés, ACS), uno de los instrumentos considerados fundamentales en el telescopio, dejó de funcionar. La causa fue un excesivo voltaje en el circuito de alimentación principal que fue subsanada con la activación del sistema de respaldo. El 30 de junio la ACS volvió a funcionar correctamente. El 31 de octubre de 2006, el Administrador de NASA anunció la aprobación para una misión de mantenimiento. Esta misión de 11 días de duración tendrá lugar tentativamente en el otoño de 2008 y entraña la instalación de nuevas baterías, de la tercera cámara de gran angular (WFC3) y de un nuevo espectrógrafo (COS), así como la reparación de los giróscopos y posiblemente de STIS.

El 27 de enero de 2007, la ACS dejó de funcionar de nuevo debido a un cortocircuito en la misma. En principio, se pensó que el daño era irreversible para todos sus detectores. No obstante, más tarde se consiguió revivir uno de ellos (la SBC) y en la actualidad se está analizando si es posible reparar o no los otros dos (el WFC y el HRC) en la próxima misión de reparación. En la decisión final influirán los nuevos instrumentos que se instalarán en dicha misión (la WFC3 y el COS) y si es preferible reparar la ACS o STIS (existe un tiempo máximo que los astronautas pueden pasar fuera de la nave y la reparación de un instrumento lleva varias horas como mínimo). Mientras tanto, el Hubble utilizará los demás instrumentos que están disponibles para investigaciones.


Datos recogidos sobre el origen del universo
El Hubble está logrando que los teóricos se replanteen algunas de sus ideas respecto a la edad del universo. De hecho, la idea actual se encuentra ante una paradoja. Los datos más recientes que ha proporcionado el Hubble, según Wilford, escritor de asuntos científicos del periódico The New York Times, “indican de manera convincente que el universo puede ser mucho más joven de lo que calculaban los científicos. Tal vez no tenga más de ocho mil millones de años”, en vez de los cálculos anteriores, que le asignaban catorce mil millones aproximádamente. El problema radica en que “se da por seguro que algunas estrellas tienen unos doce mil millones de años”.



Imágenes enviadas
No tardó en demostrarse que había valido la pena corregir el sistema óptico. En junio de 1994, la revista Time publicó que el Hubble había descubierto claros indicios en apoyo de la existencia de los agujeros negros. La NASA anunció que este había descubierto una “nube de gases en forma de disco que gira a la vertiginosa velocidad de 1,9 millones de kilómetros por hora”. Se halla a unos 50 millones de años luz, en el centro de la galaxia M87. Se dice que tiene una masa estimada de entre 2.000 y 3.000 millones de estrellas del tamaño del Sol, pero comprimidas en un espacio del tamaño del sistema solar. Los científicos calculan que el disco de gases tiene una temperatura de 10.000 grados Celsius. La única explicación que puede darse en la actualidad para este fenómeno es la existencia de una enorme fuerza gravitatoria ejercida por un mastodóntico agujero negro, en torno al cual da vueltas el disco.

El Hubble también envió imágenes extraordinarias del cometa Shoemaker-Levy 9 cuando este se dirigía en una trayectoria autodestructiva a Júpiter, donde se desintegró en julio de 1994. Las imágenes de las galaxias que envía el Hubble son de tal nitidez que un científico calificó así el trabajo: “Un ligero cambio en el espejo, un paso gigante en astronomía”. Según la revista Investigación y Ciencia, en la actualidad “la resolución del Hubble duplica la del mejor instrumento instalado en tierra, y gracias a ello puede observar con claridad un volumen de espacio mil veces mayor que otros telescopios”.


Cifras

En el momento de ser lanzado era del tamaño de un vagón cisterna o de un edificio de cuatro pisos, de 13 metros de longitud y 4 de diámetro, y un peso superior a las 12 toneladas.
La cámara más sofisticada del telescopio espacial Hubble ha creado una imagen mosaico de un gran pedazo del cielo, que incluye al menos 10.000 galaxias.
El Hubble se encuentra a 593 km sobre nivel del mar.
Con el telescopio Espacial Hubble se han observado aproximadamente un millón de objetos. En comparación, el ojo humano tan sólo puede ver unas 6.000 estrellas a simple vista.
Las observaciones del HST, incluyendo unas 500.000 fotografías, ocupan 1.420 discos ópticos de 6,66 GB (8,34 terabytes).
El Hubble orbita la tierra a unos 28.000 km/h.,[7] dando una vuelta a nuestro planeta aproximadamente cada 97 min.
A pesar de la gran velocidad a la que orbita la tierra, el telescopio es capaz de apuntar a un astro con enorme precisión (la desviación es inferior al grosor de un cabello humano visto a una distancia de un kilómetro y medio).
El Hubble tiene un índice con la posición detallada de 15 millones de estrellas (catálogo H.G.S.C. o Hubble Guide Star Catalogue) que le permite apuntar con gran precisión a sus objetivos.
La distancia total que ha recorrido alrededor de la tierra es de unos 3.000 millones de kilómetros, superior a la que supondría hacer un viaje de ida a Neptuno.
Astrónomos de más de 45 países han publicado los descubrimientos hechos con el Hubble en 4.800 artículos científicos.


ALGUNAS IMAGENES


CAMPO PROFUNDO

NEBULOSA DEL AGUILA

NEBULOSA KEYHOLE

GALAXIA DEL SOMBRERO


domingo, 9 de junio de 2013

Asteroide 2013 LR6 pasará cerca de la Tierra

ORBITA DEL ASTEROIDE




De acuerdo con astrónomos expertos en el tema, no hay que preocuparse pues el asteroide pasará a unos 100 mil kilómetros de la Tierra -tres veces más cerca que la Luna- y además es pequeño, entre 5 y 16 metros de diámetro.

Los expertos estiman que el asteroide estará en su punto más cercano a nuestro planeta a las 04:43 GMT.

El asteroide 2013 LR6 fue descubierto por Catalina Sky Survey, el proyecto estadounidense para la búsqueda de estos cuerpos celestes, y fue posteriormente confirmado por varios observatorios.





PARA VER SU ÓRBITA COMPLETA Y DE LOS DEMÁS NEO: http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2013%20LR6&orb=1


PROXIMOS ENCUENTROS CERCANOS


Asteroid
Date(UT)
Miss Distance
Size
2009 FE
Jun 4
9.6 LD
230 m
2000 FM10
Jun 5
50.3 LD
1.3 km
2002 KL3
Jun 6
66.4 LD
1.1 km
2013 LR6
Jun 8
0.3 LD
12 m
2013 LD2
Jun 10
6 LD
48 m
1999 WC2
Jun 12
39.2 LD
1.9 km
2006 RO36
Jun 18
70.9 LD
1.2 km
2001 PJ9
Jul 17
29.2 LD
1.1 km
2006 BL8
Jul 26
9.3 LD
48 m
2003 DZ15
Jul 29
7.6 LD
153 m
2005 WK4
Aug 9
8.1 LD
420 m
1999 CF9
Aug 23
24.7 LD
1.1 km

Notes: LD means "Lunar Distance." 1 LD = 384,401 km, the distance between Earth and the Moon. 1 LD also equals 0.00256 AU. MAG is the visual magnitude of the asteroid on the date of closest approach.





martes, 4 de junio de 2013

EL POLO NORTE DE MARTE - AGENCIA ESPACIAL EUROPEA - MARS EXPRESS



El polo norte de Marte está coronado por un montículo de hielo surcado por oscuras fosas espirales, tal y como muestra este nuevo mosaico de la misión Mars Express de la ESA.

El mosaico está formado por 57 imágenes independientes obtenidas con la Cámara Estéreo de Alta Resolución de Mars Express a lo largo de toda su misión, que ayer cumplió diez años en el espacio. La sonda europea tomó estas imágenes cuando se encontraba en el punto de su órbita más próximo al planeta, a tan sólo 300 kilómetros de altitud.

El casquete de hielo tiene unos 1.000 kilómetros de diámetro y, gracias al radar de Mars Express capaz de penetrar en el terreno, los científicos han podido determinar que las capas de agua congelada se extienden hasta una profundidad de unos 2 km. Las distintas capas son el resultado de la fusión estacional y posterior acumulación de hielo mezclado con polvo.

El depósito de agua congelada está recubierto por una fina capa de nieve carbónica, de unos pocos centímetros de espesor. Durante los veranos más cálidos, la mayor parte del dióxido de carbono se sublima y escapa a la atmósfera, dejando las capas de agua al descubierto.

Cada invierno el casquete acumula 1.5-2 metros de hielo seco, y puede alcanzar los 45º de latitud.

Se piensa que sus características fosas espirales, que recuerdan a un molinillo, son el resultado de los fuertes vientos que predominan en la región.

En la parte inferior izquierda del casquete se puede observar una sima de 318 kilómetros de longitud y 2 km de profundidad, conocida como Chasma Boreale. Este cañón es anterior a las fosas espirales, y se va haciendo más profundo a medida que los nuevos depósitos de hielo se acumulan a su alrededor.

Visto de cerca, el fondo de Chasma Borealeestá cubierto de oscuras dunas de arena espolvoreadas con una capa de escarcha blanca.

EL VIDEO DEL SOBREVUELO

domingo, 2 de junio de 2013

MATERIA OSCURA



En astrofísica y cosmología física se denomina materia oscura a la hipotética materia que no emite suficiente radiación electromagnética para ser detectada con los medios técnicos actuales, pero cuya existencia se puede deducir 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 presente en el universo. No se debe confundir la materia oscura con la energía oscura.

De acuerdo con las observaciones actuales (2010) de estructuras mayores que una galaxia, así como la cosmología del Big Bang, la materia oscura constituye del orden del 21% de la masa del Universo observable y la energía oscura el 70%.1

La materia oscura fue propuesta por Fritz Zwicky en 1933 ante la evidencia de una "masa no visible"2 que influía en las velocidades orbitales de las galaxias en los cúmulos. Posteriormente, otras observaciones han indicado la presencia de materia oscura en el universo: estas observaciones incluyen la citada velocidad de rotación de las galaxias, las lentes gravitacionales de los objetos de fondo por los cúmulos de galaxias, tales como elCúmulo Bala (1E 0657-56) y la distribución de la temperatura del gas caliente en galaxias y cúmulos de galaxias.

La materia oscura también desempeña un papel central en la formación de estructuras y la evolución de galaxias y tiene efectos medibles en laanisotropía de la radiación de fondo de microondas. Todas estas pruebas sugieren que las galaxias, los cúmulos de galaxias y todo el Universo contiene mucha más materia que la que interactúa con la radiación electromagnética: lo restante es llamado "el componente de materia oscura".

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, los planetas (colectivamente llamados MACHO) 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.

El componente de materia oscura tiene bastante más masa que el componente "visible" del Universo.3 En el presente, la densidad de barionesordinarios y la radiación en el Universo se estima que son equivalentes aproximadamente a un átomo de hidrógeno por metro cúbico de espacio. Sólo aproximadamente el 5% de la densidad de energía total en el Universo (inferido de los efectos gravitacionales) se puede observar directamente. Se estima que en torno al 23% está compuesto de materia oscura. El 72% restante se piensa que consiste de energía oscura, un componente incluso más extraño, distribuido difusamente en el espacio.4 Alguna materia bariónica difícil de detectar realiza una contribución a la materia oscura, aunque algunos autores defienden que constituye sólo una pequeña porción.5 6 Aun así, hay que tener en cuenta que del 5% de materia bariónica estimada (la mitad de ella todavía no se ha detectado) se puede considerar materia oscura bariónica: Todas las estrellas, galaxias y gas observable forman menos de la mitad de los bariones (que se supone debería haber) y se cree que toda esta materia puede estar distribuida en filamentos gaseosos de baja densidad formando una red por todo el universo y en cuyos nodos se encuentran los diversos cúmulos de galaxias. En mayo de 2008, el telescopio XMM-Newton de la agencia espacial europea ha encontrado pruebas de la existencia de dicha red de filamentos.7

La determinación de la naturaleza de esta masa no visible es una de las cuestiones más importantes de la cosmología moderna y la física de partículas. Se ha puesto de manifiesto que los nombres "materia oscura" y la "energía oscura" sirven principalmente como expresiones de nuestra ignorancia.

Imagen compuesta del cúmulo de galaxias CL0024+17 tomada por eltelescopio espacial Hubble muestra la creación de un efecto de lente gravitacional producto, en gran parte, de la interacción gravitatoria con la materia oscura.



Pruebas de observaciones

La primera persona en proporcionar pruebas y deducir la existencia del fenómeno que se ha llamado "materia oscura" fue el astrofísico suizo Fritz Zwicky, del Instituto Tecnológico de California(Caltech) en 1933.8

Aplicó el teorema de virial al cúmulo de galaxias Coma y obtuvo pruebas de masa no visible. Zwicky estimó la masa total del cúmulo basándose en los movimientos de las galaxias cercanas a su borde. Cuando comparó esta masa estimada con la estimada en el número de galaxias y con el brillo total del cúmulo, encontró que había unas 400 veces más masa de la esperada. La gravedad de las galaxias visibles en el cúmulo resultaba ser muy poca para tal velocidad orbital, por lo que se necesita mucha más. Esto es conocido como el "problema de la masa desaparecida". Basándose en estas conclusiones, Zwicky dedujo que tendría que haber alguna forma de "materia no visible" que proporcionaría suficiente masa y gravedad constituyendo todo el cúmulo.

Muchas de las evidencias de la existencia de materia oscura provienen del estudio de los movimientos de las galaxias. Muchas de estas parecen ser bastante uniformes, con lo que el teorema de virial de la energía cinética total debería ser la mitad del total de la energía gravitacional de las galaxias. Sin embargo, se ha hallado experimentalmente que la energía cinética total es mucho mayor: en particular, asumiendo que la masa gravitacional es debida sólo a la materia visible de la galaxia, las estrellas alejadas del centro de las galaxias tienen velocidades mucho mayores que las predichas por el teorema de virial. La curva de rotación galáctica que muestra la velocidad de rotación frente a la distancia del centro de la galaxia, no se puede explicar sólo mediante la materia visible. Suponiendo que la materia visible conforma sólo una pequeña parte del cúmulo, es la manera más sencilla de tener en cuenta esto. Las galaxias muestran signos de estar compuestas principalmente de un halo de materia oscura concentrado en su centro, con simetría casi esférica, con la materia visible concentrada en un disco central. Las galaxias de brillo débil superficial son fuentes importantes de información para el estudio de la materia oscura, ya que tienen una baja proporción de materia visible respecto de la materia oscura, y tienen varias estrellas brillantes en el centro que facilita la observación de la curva de rotación de estrellas periféricas.

De acuerdo con los resultados publicados en agosto de 2006, la materia oscura se ha detectado por separado de la materia ordinaria9 10 a través de medidas del Cúmulo Bala, realmente dos cúmulos de galaxias cercanos que colisionaron hace unos 150 millones de años.11 Los investigadores analizaron los efectos de las lentes gravitacionales para determinar la masa total de la distribución ambas y la compararon con los mapas de rayos X de gases calientes, que se pensaba que constituían la mayor parte de la materia ordinaria en los cúmulos. Los gases calientes interactuaron durante la colisión y permanecieron cerca del centro. Las galaxias individuales y la materia oscura no interactuaron y están más alejadas del centro.





Curvas de rotación galáctica

Durante casi 40 años después de las observaciones iniciales de Zwicky, ninguna otra observación corroborando las observaciones indicó que la relación masa-luz era distinta de la unidad (una alta relación masa-luz indica la presencia de la materia oscura). Pero a finales de los años 1960 y 1970, Vera Rubin, una astrónoma del Departamento de Magnetismo Terrestre del Carnegie Institution of Washingtonpresentó los hallazgos basados en un nuevo espectrógrafo muy sensible que podía medir la curva de velocidad de galaxias espirales con un grado de precisión mayor que cualquier otro conseguido anteriormente. Junto con su compañero de staff Kent Ford, Rubin anunció en un encuentro en 1975 de la American Astronomical Society el asombroso descubrimiento de que muchas estrellas en distintas órbitas de galaxias espirales giraban a casi la misma velocidad angular, lo que implicaba que sus densidades eran muy uniformes más allá de la localización de muchas de las estrellas (el bulbo galáctico). Este resultado sugiere que incluso la gravedad newtoniana no se aplica universalmente o que, conservativamente, más del 50% de la masa de las galaxias estaba contenida en el relativamente oscuro halo galáctico. Este descubrimiento fue inicialmente tomado con escepticismo pero Rubin insistió en que las observaciones eran correctas. Posteriormente, otros astrónomos empezaron a corroborar su trabajo y se logró determinar muy bien el hecho de que muchas galaxias estuvieran dominadas por "materia oscura", y las excepciones parecían ser las galaxias con relaciones masa-luz cercanas a las de las estrellas. Consecuencia de esto, numerosas observaciones han indicado la presencia de materia oscura en varias partes del cosmos. Junto con los hallazgos de Rubin para las galaxias espirales y el trabajo de Zwicky sobre los cúmulos de galaxias, se han estado recopilando más evidencias relacionadas con la materia oscura durante décadas hasta el punto de que hoy muchos astrofísicos aceptan su existencia. Como un concepto unificador, la materia oscura es una de las características dominantes consideradas en el análisis de estructuras a escala galáctica y mayores.


Curva de rotación de una galaxia espiral típica: predicho (A) y observado (B). La materia oscura explicaría la apariencia plana de la curva de rotación en radios grandes.



Velocidad de dispersión de galaxias 

El trabajo pionero de Rubin ha resistido la prueba del tiempo. Las medidas de las curvas de velocidad en galaxias en espiral pronto continuaron con velocidades de dispersión de galaxias elípticas. Mientras algunas veces aparece con menores relaciones masa-luz, las medidas de elípticas siguen indicando un relativamente alto contenido en materia oscura. Así mismo, las medidas de los medios interestelares difusos encontrados en el borde de las galaxias indican no sólo las distribuciones de materia oscura que se extienden más allá del límite visible de las galaxias, sino también de que las galaxias son virializadas por encima de diez veces su radio visible. Esto supuso estimar la materia como una fracción de la suma total de masa de gravitación desde el 50% medido por Rubin hasta la actualmente estimada de casi el 95%.

Hay lugares donde la materia oscura parece ser un pequeño componente o estar totalmente ausente. Los cúmulos globulares no muestran evidencias de contener materia oscura, aunque sus interacciones orbitales con las galaxias muestran pruebas de materia oscura galáctica. Durante algún tiempo, las mediciones del rango de velocidad de las estrellas parecía indicar la concentración de la materia oscura en el disco galáctico de la Vía Láctea; sin embargo, ahora parece que la alta concentración de la materia bariónica en el disco de la galaxia (especialmente en el medio interestelar) puede influir en este movimiento. Los perfiles de las masas de las galaxias se piensa que parecen muy diferentes de los perfiles de la luz. El modelo típico para las galaxias de materia oscura es una distribución lisa y esférica en halos virializados. Ese tendría que ser el caso para evitar los efectos dinámicos a pequeña escala (estelar). Las investigaciones realizadas en enero de 2006 en la Universidad de Massachusetts, Amherst explicarían la previamente misteriosa curvatura en el disco de la Vía Láctea por la interacción de la Grande y laPequeña Nube de Magallanes y la predicha de un incremento de 20 veces la masa de la Vía Láctea teniendo en cuenta la materia oscura.

En (2005), los astrónomos de la Universidad de Cardiff expusieron haber descubierto una galaxia compuesta casi enteramente de materia oscura, a 50 millones de años luz del Cúmulo de Virgo, que fue denominada VIRGOHI21.12 Inusualmente, VIRGOHI21 no parece contener ninguna estrella visible: fue vista con observaciones de radio-frecuencia de hidrógeno. Basada en los perfiles de rotación, los científicos estimaron que este objeto contiene aproximadamente 1000 veces más energía oscura que el hidrógeno y tiene una masa total de un décimo de la Vía Láctea. Por comparación, la Vía Láctea se cree que tiene unas diez veces más materia oscura que materia ordinaria. Los modelos del Big Bang y de la Estructura a gran escala del Universo han sugerido que tales galaxias oscuras deberían ser muy comunes en el Universo, pero no ha sido detectada ninguna. Si la existencia de estas galaxias oscuras se confirmase, proporcionará una gran prueba para la teoría de la formación de las galaxias y plantearía problemas para explicaciones alternativas a la materia oscura.


Materia oscura en cúmulos de galaxias



La materia oscura también afecta a agrupaciones galácticas. Las medidas de Rayos X del caliente gas intracumular se corresponden íntimamente a las observaciones de Zwicky de las relaciones masa-luz para grandes cúmulos de casi 10 a 1. Muchos de los experimentos del Observatorio de rayos X Chandra utilizan esta técnica para determinar independientemente la masa de los cúmulos.

El cúmulo de galaxias Abell 2029 está compuesto de miles de galaxias envueltas en una nube de gas caliente y una cantidad de materia oscura equivalente a más de diez14 soles. En el centro de este cúmulo hay una enorme galaxia con forma elíptica que se piensa que se formó a partir de la unión de muchas galaxias más pequeñas.13 Las velocidades orbitales de las galaxias medidas dentro de los cúmulos de galaxias son consistentes con las observaciones de materia oscura.

Una importante herramienta para detectar la materia oscura son las lentes gravitacionales. Estas lentes son un efecto de la relatividad general que predice la dinámica que depende de las masas, siendo un medio completamente independiente de medir la energía oscura. En las lentes fuertes, la curvada distorsión observada de las galaxias de fondo, cuando la luz pasa a través de una lente gravitacional, ha sido observada alrededor de un cúmulo poco distante como el Abell 1689. Midiendo la distorsión geométrica, se puede obtener la masa del cúmulo que causa el fenómeno. En docenas de casos donde se ha hecho esta medición, las relaciones masa-luz obtenidas se corresponden a las medidas de materia oscura dinámica de los cúmulos.

Durante los últimos diez años se ha desarrollado una técnica —tal vez más convincente— llamada lentes débiles que mide las distorsiones de galaxias a una microescala en las grandes distancias debidas a objetos de fondo mediante análisis estadístico. Examinando la deformación de las galaxias de fondo adyacentes, los astrofísicos pueden obtener la distribución media de energía oscura por métodos estadísticos y encontrar las relaciones masa-luz que se corresponden con las densidades de materia oscura predichas por otras mediciones de estructuras a gran escala. La correspondencia de las dos técnicas: la de lentes gravitacionales junto con otras medidas de materia oscura, han convencido a casi todos los astrofísicos de que la materia oscura es realmente el mayor componente del Universo.

Efecto de las lentes gravitacionales fuertes observado por el Telescopio espacial Hubbleen Abell 1689 que indica la presencia de materia oscura. Agrandar la imagen para ver las curvaturas producidas por las lentes gravitacionales. Créditos: NASA/ESA


Formación de estructuras 

La materia oscura es crucial para el modelo cosmológico del Big Bang como un componente que se corresponde directamente con las medidas de los parámetros asociados con la métricaFLRW a la relatividad general. En particular, las medidas de las anisotropías del fondo cósmico de microondas se corresponden a una cosmología donde gran parte de la materia interactúa con los fotones de forma más débil que las fuerzas fundamentales conocidas que acoplan las interacciones de la luz con la materia bariónica. Así mismo, se necesita una cantidad significativa de materia fría no-barionica para explicar la estructura a gran escala del universo.

Las observaciones sugieren que la formación de estructuras en el Universo procede jerárquicamente, con las estructuras más pequeñas uniéndose hasta formar galaxias y después cúmulos de galaxias. Según se unen las estructuras en la evolución del Universo, empiezan a "brillar" ya que la materia bariónica se calienta a través de la contracción gravitacional y los objetos se aproximan al equilibrio hidrostático. La materia barionica ordinaria tendría una temperatura demasiado alta y demasiada presión liberada desde el Big Bang para colapsar y formar estructuras más pequeñas, como estrellas, a través de la inestabilidad de Jeans. La materia oscura actúa como un compactador de estructuras. Este modelo no sólo se corresponde con investigaciones estadísticas de la estructura visible en el Universo sino también se corresponden de forma precisa con las predicciones de materia oscura de la radiación de fondo de microondas.

Este modelo inverso de formación de estructuras necesita algún tipo de la materia oscura para funcionar. Se han utilizado simulaciones por ordenador de miles de millones de partículas de materia oscura para confirmar que el modelo de materia oscura fría de la formación de estructuras es consistente con las estructuras observadas en el Universo mediante las observaciones de galaxias, como la Sloan Digital Sky Survey y la 2dF Galaxy Redshift Survey, así como las observaciones del bosque Lyman-alfa. Estos estudios han sido cruciales en la construcción del modelo Lambda-CDM que mide los parámetros cosmológicos, incluyendo la parte del Universo formada por bariones y la materia oscura.

Composición de la materia oscura


Aunque la materia oscura fue detectada por lentes gravitacionales en agosto de 2006,14 muchos aspectos de la materia oscura continúan siendo cuestionados. En el experimento DAMA/NaI se afirma haber detectado materia oscura pasando a través de la Tierra, aunque muchos científicos siguen siendo escépticos al respecto, ya que los resultados negativos de otros experimentos son (casi) incompatibles con los resultados del DAMA si la materia oscura consiste en neutralinos.

Los datos de varios tipos de pruebas, como el problema de la rotación de las galaxias, las lentes gravitacionales, la formación de estructuras y la fracción de bariones en cúmulos y la abundancia de cúmulos, combinada con pruebas independientes para la densidad bariónica, indican que el 85-90% de la masa en el Universo no interactúa con la fuerza electromagnética. Esta "materia oscura" se evidencia por su efecto gravitavional. Se han propuesto varias categorías de materia oscura:

Materia oscura bariónica.
Materia oscura no-bariónica15 que está dividida en tres tipos diferentes:
Materia oscura caliente: partículas no bariónicas que se mueven ultrarrelativistamente.16
Materia oscura templada: partículas no bariónicas que se mueven relativistamente.
Materia oscura fría: partículas no bariónicas que no se mueven relativistamente.17

Davis y otros escribieron en 1985:

Las partículas candidatas se pueden agrupar en tres categorías basándose en su efecto en las fluctuaciones del espectro (Bond et al. 1983). Si la materia oscura está compuesta de abundantes partículas ligeras que son relativistas hasta poco antes de la recombinación, entonces deberían ser denominadas "calientes". El mejor candidato para la materia oscura caliente es el neutrino [...] Una segunda posibilidad es que las partículas de materia oscura interactúen más débilmente que los neutrinos, sean menos abundantes y tengan una masa del orden de 1eV. Tales partículas se denominan "materia oscura templada", porque tienen menos velocidad térmica que los neutrinos masivos [...] actualmente hay algunas partículas candidatas que cumplen esta descripción. Se han sugerido los gravitinos y los fotinos (Pagels y Primack 1982; Bond, Szalay y Turner 1982) [...] Cualquier partícula que se convierta en no-relativista rápidamente y así pueda reflejarse a una distancia insignificante, es llamada materia oscura fría. Hay muchos candidatos para la materia oscura fría, como las partículas supersimétricas18

La materia oscura caliente consiste en partículas que viajan con velocidades relativistas. Se conoce un tipo de materia oscura caliente, el neutrino. Los neutrinos tienen una masa muy pequeña, no interactúan a través de fuerzas electromagnéticas o de la fuerza nuclear fuerte y son, por tanto, muy difíciles de detectar. Esto es lo que les hace atractivos como materia oscura. Sin embargo, los límites de los neutrinos indican que los neutrinos ordinarios sólo harían una pequeña contribución a la densidad de la materia oscura.

La materia oscura caliente no puede explicar cómo se formaron las galaxias desde el Big Bang. La radiación de fondo de microondas medida por el COBE y el WMAP, es increíblemente homogénea, indica que la materia se ha agrupado en escalas muy pequeñas. Las partículas de movimiento rápido, sin embargo, no pueden agruparse en tales pequeñas escalas y, de hecho, suprimen la agrupación de otra materia. La materia oscura caliente, aunque existe en nuestro Universo en forma de neutrinos es, por tanto, la única parte de la historia.

Distribución estimada de materia y energía oscura en el Universo.

El Modelo de concordancia necesita que, para explicar la estructura en el Universo, es necesario invocar la materia oscura fría (no-relativista). Las grandes masas, como los agujeros negros del tamaño de galaxias pueden ser descartados con las bases de los datos de las lentes gravitacionales. Las posibilidades involucrando materia bariónica normal incluyen enanas marroneso tal vez pequeños y densos pedazos de elementos pesados que son conocidos como Objetos de tipo halo masivos compactos (massive compact halo object) o "MACHOs". Sin embargo, los estudios de la Nucleosíntesis del Big Bang han convencido a muchos científicos de que la materia bariónica como los MACHOs no pueden ser más que una pequeña fracción de la materia oscura total.

El punto de vista más aceptado es que la materia oscura es principalmente no-bariónica, compuesta de una o más partículas elementales distintas de las normales electrones, protones, neutrones y los neutrinos conocidos. Las partículas propuestas más comunes son los axiones, neutrinos estériles y WIMPs (partículas masivas de interacción débil, incluyendo neutralinos). Ninguna de éstas es parte del modelo estándar de física de partículas, pero pueden aparecer en ampliaciones del modelo estándar. Muchos modelos supersimétricos ocasionan naturalmente los WIMPs en forma de neutralinos. Los pesados, neutrinos estériles existen en ampliaciones del modelo estándar que explica la pequeña masa de los neutrinos a través delmecanismo del balancín.

Han sido llevadas a cabo búsquedas experimentales de estos candidatos a materia oscura y continúan. Estos esfuerzos se pueden dividir en dos grandes categorías: detección directa, en los que las partículas de materia oscuras se observan en un detector, y la detección indirecta que busca los productos de aniquilaciones de materia oscura. Los experimentos de detección de materia oscura han descartado algunos modelos de WIMP y axiones. También hay varios experimentos reclamando pruebas positivas de detección de materia oscura, como el DAMA/NaI y elEgret, pero están lejos de ser confirmados y difícilmente reconcilian los resultados negativos de otros experimentos. Varias búsquedas de materia oscura están actualmente en proceso, como la Cryogenic Dark Matter Search en la Mina de Soudan y el experimento XENON en Gran Sasso y otros que están en desarrollo, como el experimento ArDM.

En investigaciones publicadas en la primavera de 2006, los investigadores del Instituto de Astronomía de la Universidad de Cambridge afirman haber calculado que la energía oscura sólo está en cúmulos mayores de 1.000 años luz de radio, implicando una velocidad media para las partículas de materia oscura de 9 km/s, una densidad de 20 amu/cm³ y una temperatura de 10.000kelvins.19


Problema de la materia oscura 

Estimaciones basadas en los efectos gravitacionales de la cantidad de materia presente en el Universo sugieren, consistentemente, que hay mucha más materia de la que es posible observar directamente. Además, la existencia de materia oscura resolvería varias inconsistencias en la teoría del Big Bang. Se cree que la mayoría de la masa del Universo existe en esta forma. Determinar cuál es la naturaleza de la materia oscura es el llamado "problema de la materia oscura" o "problema de la masa desaparecida" y es uno de los más importantes de la cosmologíamoderna.

La cuestión de la existencia de la materia oscura puede parecer irrelevante para nuestra existencia en la Tierra pero el hecho de que exista o no afecta al destino último del Universo. Se sabe que el Universo está expandiéndose, por el corrimiento al rojo que muestra la luz de los cuerpos celestes distantes. Si no hubiera materia oscura, esta expansión continuaría para siempre. Si la actual hipótesis de la materia oscura es correcta, y dependiendo de la cantidad de materia oscura que haya, la expansión del Universo podría ralentizarse, detenerse o incluso invertirse (lo que produciría el fenómeno conocido como Big Crunch). Sin embargo, la importancia de la materia oscura para el destino final del Universo se ha relativizado en los últimos años, en que la existencia de una constante cosmológica y de una energía oscura parece tener aún mayor importancia. Según las mediciones realizadas en 2003 y 2006 por el satélite WMAP, la expansión del Universo se está acelerando, y se seguirá acelerando debido a la existencia de la energía oscura, aunque sin causar un Big Rip.
Explicaciones alternativas [editar]
Modificaciones de la gravedad [editar]

Una explicación alternativa a las cuestiones planteadas por la materia oscura es suponer que las inconsistencias observadas son debidas a una incompleta comprensión de la gravedad. Para explicar las observaciones, a grandes distancias, las fuerzas gravitacionales son más fuertes de lo que nos indicarían la mecánica newtoniana. Por ejemplo, esto podría ocurrir si se toma un valor negativo para la constante cosmológica (valor que se estima positivo en función de recientes observaciones) o si se adopta la teoría de la Dinámica newtoniana modificada (MOND),20 que corrige las Leyes de Newton para aceleraciones pequeñas. Sin embargo, la construcción de una teoría MOND relativista ha sido problemática y no está claro como se puede reconciliar con las medidas de las lentes gravitacionales en la curvatura de la luz alrededor de las galaxias. La principal teoría MOND relativista, propuesta por Jacob Bekenstein en 2004 es llamada TeVeS(Tensor-Vector-Scalar) y resuelve muchos de los problemas de los primeros intentos. Una teoría de gravedad modificada (MOG) propuesta por John Moffat, basada en la Teoría gravitacional no-simétrica (NGT), es también una alternativa a la materia oscura.

Otra teoría discutida es la Expansión cósmica en escala (SEC) de C. Johan Masreliez.21 Otra aproximación, propuesta por Arrigo Finzi en 1963 y por Robert Sanders en 1984, es reemplazar el potencial gravitacional por la siguiente expresión:

donde B y son parámetros ajustables.

En cualquier caso, tales aproximaciones tienen dificultades explicando la diferencia en el comportamiento de las distintas galaxias y clústeres, en cambio, tales discordancias pueden ser fácilmente comprendidas tomando diferentes cantidades de materia oscura. Las observaciones sobre la rotación de las galaxias indican que alrededor del 90% de la masa de una galaxia no es visible y sólo puede ser detectada por sus efectos gravitacionales.

Alexander Mayer propone una hipótesis basada en las inconsistencias observadas en la sincronización del sistema GPS y otras anomalías. En dicha hipótesis, el aumento del corrimiento hacia el rojo observado en galaxias lejanas y el aparente exceso de masa del universo hace necesario que dicha materia oscura no sean más que errores de medida fruto de una incorrecta formulación de la Teoría de la Relatividad General. Según la nueva formulación de Alexander Mayer, el universo no precisa de la existencia ni de energía ni de materia oscura.

El problema principal de estas explicaciones alternativas es que no explican las anisotropías del fondo cósmico de microondas que, por otro lado, sí predicen la existencia de materia oscura no bariónica.

En agosto de 2006, un estudio de colisión de cúmulos de galaxias afirmaba demostrar que, incluso en una hipótesis de gravedad modificada, la mayoría de la masa tiene que ser alguna forma de materia oscura demostrando que cuando la materia regular es "barrida" de un cúmulo, los efectos gravitacionales de la materia oscura (que se pensaba que no interactuaba, aparte de su efecto gravitacional) permanecen.22 Un estudio afirma que TeVeS puede producir el efecto observado, pero esto continúa necesitando que la mayoría de la masa esté en forma de materia oscura, posiblemente en forma de neutrinos ordinarios.23 También en la Teoría gravitacional no-simétrica se afirma que cualitativamente encaja con las observaciones sin necesitar la exótica materia oscura.24

Explicaciones de mecánica cuántica 

En otra clase de teorías se intenta reconciliar la Gravedad con la Mecánica cuántica y se obtienen correcciones a la interacción gravitacional convencional. En teorías escalar-tensoriales, los campos escalares como el campo de Higgs se acopla a la curvatura dada a través del tensor de Riemann o sus trazas. En muchas de tales teorías, el campo escalar es igual al campo de inflación, que es necesario para explicar la inflación cósmica del Universo después del Big Bang, como el factor dominante de la quintaesencia o energía oscura. Utilizando una visión basada en el Grupo de Renormalización, M. Reuter y H. Weyer han demostrado25 que la constante de Newton y la constante cosmológica pueden ser funciones escalares en el espacio-tiempo si se asocian las escalas de renormalización a los puntos del espacio-tiempo.

En la teoría de la relatividad de escala Laurent Nottale, el espacio-tiempo es continuo pero no diferenciable, conduciendo a la aparición de una Ecuación de Schrödinger gravitacional. Como resultado, aparecen los efectos de cuantización a gran escala.26 Esto hace posible predecir correctamente las estructuras a gran escala del Universo sin la necesidad de las hipótesis de la materia oscura.

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sábado, 1 de junio de 2013

ASTEROID REDIRECT INITIATIVE - NASA

ANIMACION  NASA.COM


Propuesta de presupuesto de la NASA FY2014 incluye un plan para capturar robóticamente un pequeño asteroide cercano a la Tierra y redirigir de forma segura a una órbita lunar estable, donde los astronautas pueden visitar y explorar. La misión propuesta combinaría los esfuerzos de la NASA, la misión de tres direcciones: Exploración Humana y Operaciones, la Ciencia y la Tecnología Espacial.



ANIMACION DEL PROCEDIMIENTO NASA.COM

FUENTE Y MAS INFO EN : http://www.nasa.gov/mission_pages/asteroids/initiative/index.html