Ciencia Kanija (387)
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22/02/2012
Ciencia Kanija : Hubble revela una nueva clase de planeta extrasolar [fuente]
Artículo publicado el 21 de febrero de 2012 en Hubble News
Observaciones realizadas con el Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA han dado con una nueva clase de planeta, un mundo acuoso envuelto por una gruesa y vaporosa atmósfera. Es menor que Urano, pero mayor que la Tierra.
Un equipo internacional de astrónomos, dirigidos por Zachory Berta del Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica (CfA), realizó las observaciones del planeta GJ 1214b.
“GJ 1214b es distinto a cualquier otra planeta que conozcamos”, dice Berta. “Una gran cantidad de su masa está compuesta de agua”.
Exoplaneta GJ 1214b © by Crédito: NASA, ESA, y D. Aguilar
El Proyecto MEarth, dirigido por David Charbonneau de CfA, descubrió GJ 1214b en 2009. Esta super-Tierra tiene aproximadamente 2,7 veces el diámetro de la Tierra y casi 7 veces su masa. Orbita a una estrella enana roja cada 38 horas a una distancia de 2 millones de kilómetros, dando una temperatura estimada de 230 grados Celsius.En 2010, el científico de CfA Jacob Bean y sus colegas, informaron de que habían medido la atmósfera de GJ 1214b, encontrando que estaba principalmente compuesta de agua. Sin embargo, sus observaciones podrían también explicarse mediante la presencia de una bruma en la atmósfera del GJ1214b que envolvía al planeta.
Berta y sus coautores, que incluyen a Derek Homeier de ENS Lyon en Francia, usaron la Cámara de Gran Angular 3 de Hubble (WFC3) para estudiar GJ 1214b cuando cruzaba frente a su estrella madre. Durante dicho tránsito, la luz de la estrella se filtra a través de la atmósfera del planeta, dando pistas de la mezcla de gases.
“Estamos usando Hubble para medir el color infrarrojo de la puesta de sol en este mundo” explica Berta.
Las brumas son más transparentes a la luz infrarroja que a la luz visible, por lo que las observaciones de Hubble ayudan a diferenciar entre una atmósfera brumosa y de vapor.
Encontraron que el espectro de GJ 1214b no tenía características a lo largo de un amplio rango de longitudes de onda, o colores. El modelo atmosférico más consistente con los datos de Hubble es una atmósfera densa de vapor de agua.
“Las medidas de Hubble realmente desnivelan la balanza a favor de la atmósfera de vapor”.
Dado que se conocen la masa y tamaño del planeta, los astrónomos pueden calcular la densidad, de apenas 2 gramos por centímetro cúbico. El agua tiene una densidad de 1 gramo por centímetro cúbico, mientras que la densidad media de la Tierra es de 5,5 gramos por centímetro cúbico. Esto sugiere que GJ 1214b tiene mucha más agua que la Tierra, y mucha menos roca.
Como resultado, la estructura interna de GJ1214b sería extraordinariamente diferente de la de nuestro mundo.
“Las altas temperaturas y presiones formarían materiales exóticos como ‘hielo caliente’ o ‘agua superfluida’, sustancias que son completamente ajenas a nuestra experiencia cotidiana”, dice Berta.
Los teóricos esperan que GJ 1214b se formase lejos de su estrella, donde hay gran cantidad de hielo de agua, y luego migrase hacia el interior en los inicios de la historia del sistema. En el proceso, habría pasado a través de la zona habitable, donde las temperaturas de superficie serían similares a las de la Tierra. Cuánto tiempo duró esto, no se sabe.
GJ 1214b se sitúa en la constelación de Ophiuchus, y está apenas a 40 años luz de la Tierra. Por tanto, es un candidato principal de estudio para el Telescopio Espacial James Webb de NASA/ESA/CSA, que tiene planificado su lanzamiento a finales de esta década.
Se ha aceptado para su publicación en Astrophysical Journal un artículo que informa de los resultados y está disponible en línea.
Fecha Original: 21 de febrero de 2012
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21/02/2012
Ciencia Kanija : Los planes del CERN para un año de física aún más intenso en el LHC [fuente]
Artículo publicado por Amy Dusto el 13 de febrero de 2012 en Symmetry Breaking
Los científicos del CERN empezarán a hacer funcionar el Gran Colisionador de Hadrones a más energía que nunca cuando termine la parada técnica invernal a mediados de marzo, según anunció hoy el laboratorio en un comunicado de prensa.
Los científicos y la dirección del CERN tomaron la decisión de aumentar la energía del LHC de 7 a 8 TeV tras una reunión en Chamonix, Francia, que ha durado una semana.
LHC © by µµ
Una mayor energía significa una mayor tasa de colisiones entre protones en el LHC. El equipo de operaciones predice que, con este aumento de energía, los experimentos del LHC deberían recopilar más del doble de datos en 2012 de los que tomaron en 2011. Este incremento de datos es significativo para la búsqueda del Higgs y debería dar suficientes datos para demostrar o excluir a finales de 2012 la existencia del Higgs.Aumentar el ritmo de colisión provocará que se aumente, en general, el número de eventos físicos interesantes, aunque los científicos creen que tendrán que filtrarlos, a partir de una pila mayor que antes, de otros menos interesantes. El año pasado, por ejemplo, los físicos del experimento ATLAS vieron 15 eventos extra por cada por cada uno que merecía la pena estudiar. Ese número probablemente se duplicará este año.
Los científicos decidieron hacer funcionar el LHC hasta el momento a la mitad de la energía para la que está diseñada la máquina. Tomaron dicha decisión de funcionar a menor energía después de un accidente que tuvo lugar cuando se puso en marcha en 2008. Los imanes del acelerador funcionan en un estado superconductor y se enfrían con helio líquido. Los problemas con una interconexión entre imanes provocaron el calentamiento y rápida expansión del helio, desplazando aproximadamente unos 50 imanes. Para evitar el riesgo de otro cierre anual por reparaciones, los científicos reiniciaron en 2010 a 7 TeV.
Los operadores se sienten cómodos aumentando la potencia de la máquina tras un año 2011 de éxitos a 7 TeV, mejorando su comprensión de las interconexiones y completando más pruebas, dice Steve Myers, director de aceleradores y tecnología en el CERN. No aumentarán la energía hasta los 14 TeV hasta algún momento después de una parada más larga de unos 20 meses a finales de 2012.
Para los operadores de la máquina, el principal desafío de pasar a 8 TeV y trabajar con tasas de colisión más altas será reducir el tamaño de los haces de partículas en los puntos de colisión dentro del detector, dice Mike Larmont, líder del grupo de operaciones para el LHC y sus inyectores. Comprimir los haces en estos lugares requiere de una fineza y cuidado extremos.
La plétora de eventos de colisión proporcionará otro desafío para los experimentadores, hambrientos de datos como están. Para procesarlo todo, las colaboraciones usan sus propias simulaciones software, conocidas como Monte Carlos, por la ciudad famosa por sus juegos de azar. Las simulaciones usan la estadística para predecir los tipos de partículas que se crearán en las colisiones con distintas características en el LHC. Los científicos están revisando constantemente los algoritmos para mantener el ritmo de los cambios en las operaciones de la máquina.
Aunque las simulaciones son necesarias, reescribirlas y asegurar su precisión puede ser un gran desafío para los experimentos, dice el físico de ATLAS Bill Murray. El pasado septiembre su colaboración empezó a usar un nuevo conjunto de Monte Carlos. En tres meses y medio, fueron capaces de simular por completo un récord de 1500 millones de eventos. Pero el trabajo fue agotador y apenas terminó a tiempo para la actualización de diciembre del Higgs.
Ahora, con el inminente aumento de energía a 8 TeV, los científicos tendrán que luchar contra el mismo problema de ajustar el software y terminar los análisis para las conferencias del verano. Depurar y simular eventos no debería ser un problema; es cuestión de cuánto tiempo necesitará ese trabajo. Con la carrera por el Higgs en marcha, y la idea de que éste podría ser un año que merezca el Nobel, ningún físico de partículas quiere frenar. “Va a ser muy laborioso durante mayo y junio”, dice Murray. “Pero debería ser entretenido”.
El software usado por CMS, la otra colaboración en lucha por el descubrimiento, necesita sólo aproximadamente la mitad de potencia de procesado que el software de ATLAS, dice Murray. Puede que sea más fácil que CMS logre antes los resultados del Higgs, comenta – pero esto no evitará que su colaboración lo intente con más ganas que nunca.
“Para 2014 los inconvenientes [de tener que rehacer las Monte Carlos de la colaboración] deberían desaparecer”, dice Murray. “Por tanto, para mí, los inconvenientes son a corto plazo. Al final deberíamos terminar con más datos a una mayor energía, de forma que se abarque más física”.
Los haces empezarán a funcionar alrededor del 15 de marzo y las primeras colisiones a toda la energía prevista deberían verse tras tres semanas. La caza del Higgs y de otra física pasarán luego a su máxima potencia.
Autor: Amy Dusto
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Fecha Original: 13 de febrero de 2012
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14/02/2012
Ciencia Kanija : Planck un paso más cerca de los planos cósmicos [fuente]
Artículo publicado el 13 de febrero de 2012 en ESA
La misión Planck de la ESA ha revelado que nuestra galaxia contiene islas anteriormente desconocidas de gas frío y una misteriosa bruma de microondas. Estos resultados dan a los científicos un nuevo tesoro donde mirar y los deja un paso más cerca de desvelar los planos de la estructura cósmica.
Los nuevos resultados se presentan esta semana en una conferencia internacional en Bolonia, Italia, donde astrónomos de todo el mundo debaten los resultados intermedios de la misión.
Estos resultados incluyen el primer mapa de monóxido de carbono que cubre todo el cielo. El monóxido de carbono es un constituyente de las nubes frías que pueblan la Vía Láctea y otras galaxias. Principalmente compuestas de moléculas de hidrógeno, estas nubes proporcionan la reserva a partir de la cual nacen las estrellas.
Monóxido de carbono por Planck © Crédito: ESA
Sin embargo, las moléculas de hidrógeno son difíciles de detectar debido a que no emiten radiación fácilmente. El monóxido de carbono se forma bajo condiciones similares, e incluso aunque es mucho más raro, emite luz más fácilmente y, por tanto, es más fácil de detectar. Por esto, los astrónomos lo usan para rastrear las nubes de hidrógeno.“Planck resultó ser un excelente detector de monóxido de carbono por todo el cielo”, dice el colaborador de Planck Jonathan Aumont del Instituto de Astrofísica Espacial de la Universidad París XI Orsay, en Francia.
Los estudios del monóxido de carbono llevados a cabo con radiotelescopios desde tierra requieren mucho tiempo, de aquí que estén limitados a porciones del cielo donde ya se sabe que existen nubes moleculares, o se espera que existan.
“La gran ventaja de Planck es que escanea todo el cielo, permitiéndonos detectar concentraciones de gas molecular donde no se esperaba encontrarlo”, dice el Dr. Aumont.
Planck también ha detectado una misteriosa bruma de microondas que actualmente no tiene explicación.
Procede de la región alrededor del centro galáctico y tiene el aspecto de una forma de energía conocida como emisión de sincrotrón. Ésta se produce cuando los electrones pasan a través de un campo magnético tras haber sido acelerados por explosiones de supernova.
La curiosidad es que la emisión de sincrotrón asociada con la bruma galáctica exhibe distintas características de las emisiones de sincrotrón vistas en cualquier otro punto de la Vía Láctea.
La bruma galáctica muestra lo que los astrónomos llaman un espectro “duro”: su emisión no declina tan rápidamente con el aumento de energía.
Se han propuesto varias explicaciones para este inusual comportamiento, incluyendo tasas de supernova más altas, vientos galácticos e incluso la aniquilación de las partículas de materia oscura.
Hasta el momento, no se ha confirmado ninguno y sigue siendo un misterio.
“Los resultados logrados hasta el momento por Planck sobre la bruma galáctica y la distribución del monóxido de carbono nos proporciona una nueva visión sobre algunos interesantes procesos que tienen lugar en nuestra galaxia”, dice Jan Tauber, científico del proyecto Planck.
El objetivo principal de Planck es observar el Fondo de Microondas Cósmico (CMB), la radiación reliquia del Big Bang, y medir su información codificada sobre los constituyentes del universo y el origen de la estructura cósmica.
Pero sólo puede alcanzarse una vez que todas las fuentes de emisión en primer plano, tales como las señales de la bruma galáctica y el monóxido de carbono, se han identificado y eliminado.
“La larga y delicada tarea de eliminar las señales en primer plano nos proporciona excelentes conjuntos de datos que arrojan luz sobre temas candentes en la astronomía galáctica y extragaláctica por igual”, dice el Dr. Tauber.
“Buscamos caracterizar todas las señales en primer plano para luego revelar el CMB con un detalle sin precedente”.
El primer conjunto de datos cosmológico de Planck se espera que se publique en 2013.
Fecha Original: 13 de febrero de 2012
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13/02/2012
Ciencia Kanija : El supercontinente Amasia se posicionará en el Polo Norte [fuente]
Artículo publicado por Kerri Smith el 8 de febrero de 2012 en Nature News
El próximo supercontinente se formará en el Océano Ártico.
Dentro de 50 a 200 millones de años, todos los actuales continentes de la Tierra se verán empujados a una única masa de tierra alrededor del Polo Norte. Ésta es la conclusión de un esfuerzo1 por modelar el lento movimiento de los continentes a lo largo de las próximas decenas de millones de años.
El último supercontinente, Pangea, se formó hace 300 millones de años, cuando todas las masas terrestres se agruparon en torno al ecuador, centradas en lo que ahora se conoce como África Occidental. Tras observar la geología de cadenas montañosas de todo el mundo, los geólogos han asumido que el próximo supercontinente se formaría en el mismo lugar que Pangea, cerrando el Océano Atlántico como un acordeón, o en el otro extremo del mundo, en mitad del actual Océano Pacífico.
Amasia © Crédito: Mitchell et al. Nature
Pero Ross Mitchell, geólogo de la Universidad de Yale en New Haven, Connecticut, y sus colegas tienen una nueva idea. Analizaron el magnetismo de antiguas rocas para calcular su posición en el globo a lo largo del tiempo, y midieron cómo el material bajo la corteza terrestre, el manto, mueve los continentes que flotan sobre su superficie.Encontraron que en lugar de permanecer cerca del ecuador, el próximo supercontinente – conocido como Amasia – debería formarse a 90 grados de Pangea, sobre el Ártico.
“Primero se fusionarían las Américas, luego migrarían juntas hacia el norte hasta colisionar con Europa y Asia más o menos en el actual Polo Norte”, dice Mitchell. “Australia continuaría el movimiento hacia el norte y se agrupará junto a la India”.
Mitchell y sus colegas creen que esto forma parte de un patrón: Pangea se formó a unos 90 grados del anterior supercontinente, Rodinia, y Rodinia se formó a unos 90 grados de Nuna, que existió hace unos 2000 millones de años.
Llaman a este modelo ortoversión, en oposición a introversión – en la cual los supercontinentes se forman donde estaba Pangea – o extroversión, en la cual se mueven al otro lado del mundo, permaneciendo en el ecuador.
La ortoversión ayuda a aclarar un problema que ha desconcertado a los geólogos. Sabían que habían existido supercontinentes en el pasado, y que estas masas de Tierra tenían diferentes configuraciones, “pero no estábamos muy seguros de si había un método en la locura del paso de uno a otro”, dice Peter Cawood, geólogo de la Universidad de St. Andrews.La forma en que se mueven los continentes de la Tierra tiene implicaciones para la biología – por ejemplo, afecta a la facilidad con la que las especies pueden circular a lo largo del tiempo. “Comprender la disposición de las masas continentales es fundamental para nuestra comprensión de la historia de la Tierra”, dice Cawood. “La rocas son nuestras ventanas a la historia”.
Artículo de referencia: Nature doi:10.1038/nature.2012.9996
Autor: Kerri Smith
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Fecha Original: 8 de febrero de 2012
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10/02/2012
Ciencia Kanija : ¿Qué es el valor sigma? [fuente]
Artículo publicado por David L. Chandler el 9 de febrero de 2012 en MIT News
¿Cómo saber cuándo es significativo un nuevo hallazgo? El valor sigma puede decírtelo – pero cuidado con los peces muertos.
Es una cuestión que surge con virtualmente cada gran nuevo hallazgo en ciencia o medicina: ¿Qué hace que un resultado sea lo bastante fiable como para tomarse en serio? La respuesta tiene que ver con su significado estadístico – pero también con los juicios sobre qué estándares tienen sentido en una situación dada.
La unidad de medida que se ofrece normalmente cuando se habla de significado estadístico es la desviación estándar, expresada con la letra griega minúscula sigma (σ). El término se refiere a la cantidad de variabilidad en un conjunto de datos dado: si los datos apuntan todos a una zona conjunta o están muy dispersos.
Distribución normal
En muchas situaciones, los resultados de un experimento siguen lo que se conoce como “distribución normal”. Por ejemplo, si lanzas una moneda 100 veces y cuentas cuántas veces sale cara, el resultado medio será 50 veces. Pero si realizas esta prueba 100 veces, la mayor parte de los resultados estará cerca de 50, pero no será exactamente ese valor. Tendrás casi los mismos casos de 49 ó 51. También tendrás unos pocos de 45 o 55, pero casi ninguno de 20 o de 80. Si dibujas las 100 pruebas en una gráfica, tendrás una forma bien conocida llamada curva de campana, que es más alta en el medio y más baja en los extremos. Ésto es una distribución normal.La desviación es lo lejos que está un punto dado respecto a la media. En el ejemplo de la moneda, un resultado de 47 tiene una desviación de tres respecto al valor medio de 50. La desviación estándar es la raíz cuadrada de la media de todas las desviaciones al cuadrado. Una desviación estándar, o un sigma, dibujado por encima o debajo del valor medio en tal curva de distribución normal, definiría una región que incluye el 68 por ciento de todos los puntos de datos. Dos sigmas por encima o debajo incluirían aproximadamente un 95 por ciento de los datos, y tres sigmas el 99,7 por ciento.
Entonces, ¿cuándo un punto de datos concreto – o resultado de investigación – se considera significativo? La desviación estándar puede ofrecernos una regla: Si un punto de datos está a unas pocas desviaciones estándar del modelo que se está poniendo a prueba, ésto es una prueba sólida de que dicho punto de datos no es consistente con el modelo. Sin embargo, cómo usar esta regla depende de la situación. John Tsitsiklis, Profesor Clarence J. Lebel de Ingeniería Eléctrica en el MIT, que enseña el curso de Fundamentos de Probabilidad, dice que: “la estadística es un arte, con mucho espacio para la creatividad y los errores”. Parte del arte consiste en decidir qué medidas tienen sentido para una configuración dada.
Por ejemplo, si estás haciendo una encuesta sobre cuánta gente planea votar en unas elecciones, la convención aceptada es de dos desviaciones estándar por encima o debajo de la media, lo cual da un nivel de confianza del 95 por ciento, lo que es razonable. El intervalo de dos sigmas es a lo que los encuestadores se refieren cuando dicen “el margen de error de la muestra”, como un 3 por ciento, en sus conclusiones.
Esto significa que si preguntas a toda la población y obtienes un resultado concreto, y haces la misma pregunta a un grupo aleatorio de 1000 personas, hay un 95 por ciento de posibilidades de que los resultados del segundo grupo estén a dos sigma de los resultados del primero. Si una encuesta encuentra que el 55 por ciento de toda la población está a favor del candidato A, entonces el 95 por ciento de las veces, los resultados de la segunda encuesta estarán en algún punto entre el 52 y el 58 por ciento.
Por supuesto, esto también significa que el 5 por ciento de las veces, el resultado estaría fuera del rango de dos sigmas. Este grado de incertidumbre está bien para una encuesta de opinión, pero puede que no para el resultado de un crucial experimento que desafía la comprensión de los científicos sobre un importante fenómeno – como el anuncio del pasado otoño de la detección de neutrinos que se movían más rápido que la velocidad de la luz en un experimento del Centro Europeo de Investigación Nuclear (CERN).
Seis sigmas pueden estar equivocadas
Técnicamente, los resultados de ese experimento tenían un nivel de confianza muy alto: seis sigmas. En la mayor parte de casos, un resultado de cinco sigmas se considera como el estándar de significación, que corresponde aproximadamente a una posibilidad en un millón de que los hallazgos sean sólo el resultado de variaciones aleatorias: seis sigmas se traduce como una posibilidad entre 500 millones de que el resultado sea una fluctuación aleatoria. (Una estrategia común de gestión de negocios conocida como “Seis Sigma” se deriva a partir de este término, y se basa en instaurar procedimientos rigurosos de control de calidad para reducir los residuos).
Pero en ese experimento del CERN, el cual tenía el potencial de dar un vuelco a un siglo de física aceptada y confirmada en miles de pruebas de distintos tipos, aún no es lo bastante bueno. Por una razón, asume que los investigadores han realizado el análisis correctamente y no han pasado por alto alguna fuente de error sistemático. Y debido a que los resultados son tan inesperados y revolucionarios, esto es exactamente lo que la mayoría de físicos creen que ha pasado – alguna fuente de error no detectada.
Es interesante señalar que un conjunto de resultados distinto procedente del mismo acelerador de partículas del CERN se interpretó de manera bastante diferente.
También se anunció el año pasado una posible detección de algo llamado bosón de Higgs – una partícula subatómica teórica que ayudaría a explicar por qué las partículas tienen masa . Este resultado tenía sólo un nivel de confianza de 2,3 sigmas, correspondiente a, aproximadamente, una posibilidad entre 50 de que el resultado fuese un error aleatorio (nivel de confianza del 98 por ciento). Debido a que encaja con lo esperado, basándonos en la física actual, la mayor parte de físicos cree que el resultado probablemente es correcto, a pesar de que su nivel de confianza estadística es mucho menor.
Significativo pero falso
Pero se complica más en otras áreas. “Donde el tema se pone realmente complicado es en las ciencias sociales y en la ciencia médica”, dice Tsitsiklis. Por ejemplo, un artículo de 2005 muy citado y publicado en Public Library of Science – titulado “Why most published research findings are wrong” (Por qué la mayor parte de las conclusiones de investigación publicadas son incorrectas) — daba un análisis detallado de una variedad de factores que podrían llevar a conclusiones injustificadas. Sin embargo, esto no se tiene en cuenta en las medidas estadísticas usadas normalmente, incluyendo el “significado estadístico”.
El artículo señala que al observar grandes conjuntos de datos de formas lo bastante diferentes, es fácil encontrar ejemplos que pasen los criterios habituales de significado estadístico, incluso aunque sean realmente simples variaciones aleatorias. ¿Recuerdas el ejemplo de la encuesta, donde una vez de cada 20 un resultado cae aleatoriamente fuera de los límites “significativos”? Bueno, incluso con un nivel de significación de cinco sigmas, si un ordenador genera millones de posibilidades, se descubrirán patrones totalmente aleatorios que encajen con esos criterios. Cuando esto sucede, “no publicas aquellos que no pasan” el test de significación, dice Tsitsiklis, pero algunas correlaciones aleatorias tendrán la apariencia de ser hallazgos reales – “por lo que finalmente terminarás publicando los errores estadísticos.
Un ejemplo de ésto: Muchos artículos publicados en la última década han afirmado encontrar correlaciones significativas entre cierto tipo de comportamientos o procesos mentales y las imágenes cerebrales captadas en imágenes de resonancia magnética, o IRM. Pero a veces estas pruebas pueden encontrar correlaciones aparentes que simplemente son el resultado de fluctuaciones naturales, o “ruido”, en el sistema. Un investigador en 2009 duplicó uno de dichos experimentos, sobre el reconocimiento de expresiones faciales, sólo que en lugar de sujetos humanos escaneó un pez muerto – y encontró resultados “significativos”.
“Si miras en suficientes lugares, puedes tener un resultado de ‘pez muerto’”, dice Tsitsiklis. Inversamente, en muchos casos un resultado con un bajo significado estadístico puede, sin embargo, “decirte algo que merezca la pena investigar”, comenta.
Así que ten en mente que simplemente porque algo encaje con la definición aceptada de “significativo”, no implica necesariamente que lo sea. Todo depende del contexto.
Autor: David L. Chandler
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Fecha Original: 9 de febrero de 2012
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09/02/2012
Ciencia Kanija : La señal del Higgs gana fuerza [fuente]
Artículo publicado por Geoff Brumfield el 7 de febrero de 2012 en Nature News
Los últimos análisis del Gran Colisionador de Hadrones apoyan la existencia de la partícula.
Hoy, dos de los principales experimentos del Gran Colisionador de Hadrones (LHC), el acelerador de partículas más potente del mundo, enviaron los resultados de sus últimos análisis. Los nuevos artículos apoyan la existencia, anunciada en diciembre, de una posible señal del Higgs, pero no nos emocionemos demasiado.
Primero, no hay nuevos datos – el LHC dejó de colisionar protones el pasado noviembre, y estos últimos resultados son simplemente un refrito de ejecuciones anteriores. En el caso del Compact Muon Solenoid (CMS), los físicos han sido capaces de observar otro posible tipo de desintegración del Higgs, y esto les permite aumentar la señal del Higgs de 2,5 sigma a 3,1 sigma. Uniendo estos datos con los del otro detector, ATLAS, la señal general del Higgs ahora se coloca oficialmente en aproximadamente 4,3 sigma. En otras palabras, si creemos en la estadística, la señal tiene un 99,996% de posibilidades de ser cierta.Todo esto suena muy convincente, pero mantén la cabeza fría, debido a que las coincidencias estadísticas son algo cotidiano. En Cosmic Variance, Sean Carroll señala que hay una señal 3,8 sigma en el lanzamiento de la moneda de la Super Bowl. ¿Significa eso que se ha descubierto una super-compañera del bowl? No. (Si no has pillado el chiste, no te preocupes, se escribió sólo como castigo para aquellos que sí lo pillan).
Después de que el LHC empiece de nuevo a funcionar en primavera, estaremos mucho más cerca de saber qué esta pasando realmente. Justo ahora, los científicos se reunen en Chamonix, Francia, para decidir a qué energía poner en marcha el colisionador el próximo año. Los últimos rumores son que la máquina pasará de 7 a 8 teraelectronvolts, y que aumentará también su luminosidad (el número de colisiones por pasada).
Para algo más de contexto sobre lo que está pasando, mira el video de mi viaje el pasado noviembre.
Artículo de Referencia: Nature doi:10.1038/nature.2012.9992
Autor: Geoff Brunfield
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Fecha Original: 7 de febrero de 2012
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08/02/2012
Ciencia Kanija : Astrofísicos del IAC-ULL desarrollan un código para desvelar la historia de la formación estelar en las galaxias [fuente]
Artículo publicado el 8 de febrero de 2012 en IAC
El método desarrollado permite desentrañar la historia de la formación estelar (HFE) en las galaxias a partir del color y el brillo de sus estrellas individuales.
Gracias a este procedimiento se ha logrado descifrar la HFE de la galaxia M32, una de las dos únicas galaxias elípticas enanas del Grupo Local, donde se encuentra la Vía Láctea.
Realizar ‘estudios demográficos’ en poblaciones de estrellas de otras galaxias no es una tarea fácil. ¿Cuántas estrellas se han formado a lo largo de la vida de una galaxia? ¿Cómo saber la edad, masa y abundancia química de estas estrellas observándolas en la distancia? ¿De qué forma se distribuyen estos habitantes estelares dentro de la población de la galaxia? Los investigadores del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) y el Departamento de Astrofísica de la Universidad de La Laguna (ULL) Sebastián Hidalgo y Antonio Aparicio han desarrollado un método que permite desentrañar la historia de la formación estelar (HFE) en las galaxias a partir de dos variables de sus estrellas individuales: su brillo (magnitud) y su color.
M31, M32, M110 © by s58y
“Si aplicáramos los principios de la demografía a la astrofísica, estudiar poblaciones estelares supondría analizar de qué forma y en qué número viven las personas en una ciudad o país a lo largo de toda su historia. Lo que estudiamos en esta ocasión es cuántas personas nacen [número de estrellas], con qué peso [masa] y con qué color de ojos [abundancia química] desde que se fundó la ciudad [galaxia] hasta hoy en día. Además, también investigamos cómo se distribuyen estas personas en el territorio: si las más viejas viven en el centro o en el extrarradio, por ejemplo”, explica Hidalgo.Las dos variables clave para este análisis son la magnitud o brillo y el color. La relación entre el color de una estrella y su magnitud no es arbitraria. Depende fundamentalmente de tres factores: la masa, la edad y la abundancia química. “Nuestra labor consiste en obtener el diagrama color-magnitud de las galaxias cercanas y compararlo con los diagramas del mismo tipo que se obtienen de los modelos teóricos de evolución estelar”, concreta el investigador del IAC.
De esta comparación entre ambos diagramas color-magnitud se obtienen finalmente las edades y abundancias químicas de las estrellas que se formaron en esa galaxia. “Es decir, desentrañamos cuántas estrellas se formaron a lo largo de toda la vida de la galaxia y con qué abundancia química: su historia de formación estelar o HFE”, resume Hidalgo.
La astrofísica Antonela Monachesi, que en la actualidad trabaja en el Departamento de Astronomía de la Universidad de Michigan (EE UU), aplicó el método desarrollado por los investigadores del IAC para descifrar la HFE de la galaxia M32, una de las dos únicas galaxias elípticas enanas pertenecientes al Grupo Local, el grupo de galaxias en el que se encuentra la Vía Láctea. Gracias a esta colaboración se ha obtenido la primera HFE de M32, como ha publicado recientemente The Astrophysical Journal.
Para Hidalgo, “el estudio de M32 es importante porque, entre otras cuestiones, puede ayudarnos a comprender cómo evolucionan las galaxias elípticas mayores que se encuentran mucho más distantes [la más cercana está a unos 11 millones de años luz] y de las que no podemos obtener la magnitud y el color de sus estrellas menos brillantes, necesarias para conocer la HFE a lo largo de toda la vida de la galaxia”.
Con este trabajo se han detectado por primera vez y de forma inequívoca estrellas más jóvenes de 2000 millones de años. Las conclusiones del estudio señalan también que el 40% de la masa de M32 se formó hace entre 2000 y 5000 millones de años y que aproximadamente el 55% de su masa se formó hace más de 5000 millones de años, con una abundancia química relativamente menor que la anterior. El resto son estrellas jóvenes.
“Este resultado es muy interesante porque hasta ahora se pensaba que las galaxias elípticas estaban formadas fundamentalmente por estrellas muy viejas con muy poca contribución o ninguna de estrellas más jóvenes. Los resultados de M32 apuntan a que al menos las galaxias elípticas enanas sí poseen una contribución importante de estrellas jóvenes. Si las galaxias elípticas enanas son el mismo objeto que las galaxias elípticas mayores pero con menor masa, entonces las galaxias elípticas mayores también podrían albergar una importante población de estrellas de edades intermedias y jóvenes”, apunta.
Las hipótesis que manejan los investigadores sobre la formación de este sistema es que fuera una galaxia elíptica de baja luminosidad o bien una galaxia espiral cuyo bulbo [grupo central de estrellas de la galaxia que constituye lo que se observa en la actualidad] sobrevivió a una interacción dinámica con M31, la galaxia más cercana.
A pesar de que M32 se encuentre a 2,6 millones de años luz, mucho más cerca que las galaxias elípticas gigantes, su observación no es sencilla. Se trata de un objeto muy compacto: sus estrellas aparecen tan juntas que son difíciles de distinguir entre sí.
Cálculos en red
Los investigadores del IAC desarrollaron programas informáticos para poder aplicar su método estadístico. Aunque el proceso puede llevar ingentes cantidades de cálculos, cualquier ordenador personal sirve para realizarlos. “Debido a que hay que realizar muchos cálculos, usamos la red de ordenadores del IAC, unos 400, para obtener los resultados de forma más rápida. Si usásemos un solo ordenador, nos llevaría unos 50 años obtener los resultados”, dice el astrofísico.
El método desarrollado por Hidalgo y Aparicio se ha aplicado a otras galaxias cercanas en colaboración con otras instituciones astronómicas repartidas por todo el mundo: el Instituto Astronómico Kapteyn (Groningen, Holanda); la Universidad de Laval (Quebec, Canadá); el Departamento de Astronomía de la Universidad de Michigan (Ann Arbor, EE UU); el Instituto de Astronomía de la Universidad de Edimburgo (Edimburgo, Reino Unido); el Departamento de Física y Astronomía de la Universidad de Waterloo (Waterloo, Canadá), el Observatorio Astronómico de la Universidad de Vilna (Vilna, Lituania); y el Departamento de Astronomía y Meteorología de la Universidad de Barcelona.
Tucana, Cetus, LGS-3, Phoenix, Leo-A, IC1613, NGC5102, M33 y M32 son algunas de las galaxias cercanas sobre las que se ha aplicado este método de investigación. En 2011 los investigadores del IAC iniciaron también una colaboración con miembros del Instituto de Astronomía y Astrofísica de la Universidad de Pekín y con el Observatorio Nacional Astronómico de Japón para el uso de los códigos descritos con datos del telescopio Subaru, de 8,2 metros de diámetro, situado en Hawái.
Artículo de Referencia: http://adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ…745…97M
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Fecha Original: 8 de febrero de 2012
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07/02/2012
Ciencia Kanija : La energía de fisión vuelve a la agenda de la NASA [fuente]
Artículo publicado por Eric Hand el 6 de febrero de 2012 en Nature News
Un informe sobre tecnología espacial prioriza la propulsión nuclear.
Michael Houts quiere que los astronautas vayan a Marte en un reactor nuclear. Está convencido de que pequeñas cantidades de uranio-235 – el cual tiene una densidad de energía un millón de veces mayor que la de los combustibles líquidos – podrían propulsar cohetes de manera eficiente, usando el calor de la fisión para acelerar pequeños almacenamientos de propelente de hidrógeno. Pero aunque Houts, director de investigación nuclear del Centro de Vuelo Espacial Marshall de la NASA en Huntsville, Alabama, tiene una fe inquebrantable en el potencial de la propulsión y energía nuclear espacial, el patrocinio para desarrollar dicha tecnología no ha sido consistente. Este año está dirigiendo un proyecto de propulsión nuclear con unos fondos de 3 millones de dólares – minúsculo en comparación con los 1300 millones que gastará la NASA en investigación y desarrollo de tecnología espacial en el año fiscal de 2012. “En ocasiones, el presupuesto ha llegado a ser cero”, dice Houts. “Pierdes lo equipos y el momento”.
Curiosity del Mars Science Labratory (MSL) © by SkinheadSportBiker1
Aunque un informe publicado el 1 de febrero por el Consejo Nacional de Investigación de los Estados Unidos podría cambiar la fortuna de Houts. Space Technology Roadmaps and Priorities es el primer documento comunitario en fijar las prioridades para la división de tecnología espacial de la NASA. El comité de dirección del informe pasó un año recopilando la opinión tanto de la industria como de la academia para crear una lista de las 16 áreas más importantes de desarrollo tecnológico, a partir de 320 temas potenciales. La propulsión y energía nuclear aparecieron en puestos altos de la lista. “Esto podría cambiar la exploración de una forma fundamental y para siempre”, dice Raymond Colladay, Presidente del comité y antiguo Presidente de Lockheed Martin Astronautics en Denver, Colorado.Otras tecnologías aparecieron por encima en la lista. Por ejemplo, el comité puso énfasis en el desarrollo de ‘sombrillas estelares’ y coronógrafos para bloquear la luz de lejanas estrellas y permitir que los telescopios espaciales disciernan la tenue luz de los planetas que las orbitan. Y el informe prioriza el desarrollo de formas de proteger a los astronautas de la radiación en misiones de larga duración.
Pero el comité también dijo que los pequeños reactores de fisión podrían revolucionar la exploración del Sistema Solar, tanto para humanos como para robots. Los reactores podrían dar soporte a experimentos de larga duración en la superficie de planetas y alimentar misiones en el Sistema Solar exterior, donde el Sol está demasiado alejado para proporcionar suficiente energía incluso para los paneles solares más eficientes. Y una vez que esté en marcha la exploración espacial humana, los sistemas de propulsión nuclear pueden ser esenciales para viajes de varios años a asteroides o a Marte. Con el doble de eficiencia que los cohetes químicos, los reactores podrían impulsar a los astronautas no sólo más lejos, sino también más rápidamente que nunca antes – lo cual podría ayudar a reducir la exposición de los astronautas a la radiación.
Mason Peck, tecnólogo jefe de la NASA, dice que usará la lista de prioridades como guía cuando se fijen los presupuestos futuros. Sin embargo, desarrollar la energía de fisión para el espacio requerirá no sólo de dinero, sino también de voluntad política: la imagen de una nave nuclear estallando en la rampa de lanzamiento en su camino hacia la órbita es un poderoso elemento disuasorio. Houts dice que el riesgo de que el material nuclear contamine la Tierra tras un accidente es despreciable, debido a que el reactor no se iniciaría hasta que el sistema estuviese en órbita. No obstante, intentos anteriores de demostrar la tecnología han fallado. En 2003, la NASA empezó el Proyecto Prometeo, el cual apoyaba el desarrollo de un reactor nuclear que manejaría un impulsor de iones eléctrico para dar energía a una sonda a Júpiter. El programa recibió hasta 430 millones de dólares en 2005, pero fue cancelado un año más tarde, cuando la NASA desvió sus recursos hacia la vuelta a la Luna – un destino para el que no es necesaria la propulsión nuclear.
Aunque el proyecto ha desaparecido, apoyó un trabajo que ahora está dando fruto en forma de un nuevo generador de energía de radioisótopos – una fuente de energía que no usa fisión, sino que depende del calor natural del decaimiento del plutonio. El Advanced Stirling Radioisotope Generator (ASRG) es más ligero y eficiente que los ejemplos anteriores, y el informe de tecnología espacial lo identificó como un “punto crítico” de la tecnología que está casi listo para su demostración en vuelo. Hay dos misiones propuestas que incluyen el ASRG – una para explorar en un bote los mares de hidrocarburos de Titán, la luna de Saturno, y otra para saltar de un cometa a otro – ambas en proceso de consideración de la NASA.
Houts cree que la fuente de energía radiactiva para estas misiones no generaría mucha controversia política – ciertamente no como las protestas cuando se envió la misión Cassini-Huygens a Saturno en 1997 con una versión anterior del generador de radioisótopos. Actualmente, Houts a menudo abre sus charlas académicas preguntando a la audiencia si es consciente de que hay plutonio a bordo del Mars Science Laboratory (MSL), una misión lanzada en noviembre de 2011 para llevar un gran róver a Marte. Aproximadamente la mitad no lo sabe, dice. “De una forma extraña, siento que son buenas noticias”, dice Houts. “Parece que empieza a ser una tecnología muy aceptada”.
Autor: Eric Hand
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Fecha Original: 6 de febrero de 2012
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06/02/2012
Ciencia Kanija : ¿Qué dirigía la dinamo lunar? [fuente]
Artículo publicado por Jennifer Chu el 27 de enero de 2012 en MIT News
Una investigación apoya la teoría de que el núcleo fundido de la luna probablemente era mantenido por una fuente de energía alternativa.
Nuevas pruebas procedentes de una antigua roca lunar sugieren que la Luna albergó en algún momento una dinamo que duró mucho tiempo – un núcleo de convección fundido de metal líquido que generaba un potente campo magnético hace 3700 millones de años. Los hallazgos, publicados hoy en Science, apuntan a una dinamo que duró mucho más de lo que anteriormente pensaban los científicos, y sugiere que una fuente de energía alternativa pudo haber alimentado la dinamo.
“La Luna tiene esta larga y sorprendente historia”, dice el coautor Benjamin Weiss, profesor asociado de Ciencias Planetarias en el MIT. “Ésto proporciona pruebas de una forma fundamentalmente nueva de crear un campo magnético en un planeta mediante una nueva fuente de energía”.
Luna © by Agent 1994
El nuevo artículo es la última pieza del rompecabezas en el que han estado trabajando los científicos planetarios desde hace décadas. En 1969, la misión Apollo XI trajo de vuelta las primeras rocas lunares a la Tierra – souvenirs del histórico paseo lunar de Neil Armstrong y Buzz Aldrin. Desde entonces, los científicos han estudiado los restos rocosos buscando pistas de la historia de la Luna. Pronto descubrieron que muchas rocas estaban magnetizadas, lo que sugería que la Luna era algo más que una fría y poco diferenciada pila de escombros espaciales. En lugar de éso, puede que haya albergado un núcleo metálico de convección que produjera un gran campo magnético, registrado en las rocas lunares.Exactamente qué alimentaba a esta dinamo sigue siendo un misterio. Una posibilidad es que la dinamo lunar fuese autosostenida, como la de la Tierra: conforme se enfría el planeta, en respuesta, su núcleo líquido se mueve, manteniendo la dinamo y el campo magnético que produce. En ausencia de un suministro de calor de larga duración, la mayor parte de cuerpos planetarios se enfriarán en cientos de millones de años a partir de su formación.
Aún tenemos una dinamo en la Tierra debido al calor producido por el decaimiento radiactivo de elementos en el interior del planeta, que mantiene la convección del núcleo. Los modelos han demostrado que si la dinamo lunar estuviese alimentada sólo por el enfriamiento en el interior de la Luna, habría sido capaz de mantenerse apenas unos pocos cientos de millones de años tras su formación – disipándose hace 4200 millones de años, como muy tarde.
Roca de metal pesado
Sin embargo, Weiss y sus colegas encontraron algunas pruebas sorprendentes en un trozo de basalto lunar conocido como 10020. Los astronautas de Apollo XI recopilaron rocas en el extremo suroeste del Mar de la Tranquilidad; los científicos pensaban que probablemente habían sido eyectados desde el interior de la Luna hacía 100 millones de años, tras el impacto de un meteoro. El grupo confirmó trabajos anteriores que databan la roca en 3700 millones de años, y encontraron que estaba magnetizada – un hallazgo que choca con los actuales modelos de dinamo.
Weiss colaboró con investigadores de la Universidad de California en Berkeley y el Centro Geocronológico de Berkeley, y determinó la edad de la roca usando datación radiométrica. Después de que se formasen las rocas, un isótopo radiactivo de potasio decae en un isótopo estable de argón en un periodo conocido. El grupo midió la proporción de potasio a argón en un pequeño trozo de roca, y usaron esta información para averiguar que la roca se enfrió a partir del magma hace 3700 millones de años.
Weiss y la estudiante graduada Erin Shea midieron la magnetización de la roca y encontraron que estaba magnetizada. No obstante, esto no significa necesariamente que la roca, y la Luna, tuviesen un campo magnético generado por una dinamo hace 3700 millones de años: posteriores impactos pudieron haber calentado la roca y recolocado esta magnetización.
Para descartar esta posibilidad, el equipo examinó si la roca experimentó algún calentamiento significativo desde su eyección desde la superficie lunar. De nuevo, observaron los isótopos de potasio y argón, encontrando que el único calor que había experimentado la roca desde que fue eyectada de la superficie lunar procedía de la simple exposición a los rayos del Sol.
“Básicamente ha estado en almacenamiento frío durante 3700 años, sin perturbaciones”, dice Weiss. “Guarda un precioso registro de magnetización”.
Animando el tema
Weiss dice que las pruebas de las rocas apoyan un nuevo mecanismo de generación de dinamo que se propuso el año pasado por un científico de la Universidad de California en Santa Cruz (UCSC). La hipótesis propone que la dinamo lunar puede haber estado alimentada por el tirón gravitatorio lunar. Hace miles de millones de años, la Luna estaba mucho más cerca de la Tierra de lo que está en la actualidad; la gravedad terrestre puede haber tenido un efecto de agitación similar dentro del núcleo de la Luna, manteniendo el metal líquido en movimiento incluso después del enfriamiento del cuerpo lunar.
Francis Nimmo, Profesor de Ciencias Planetarias y Terrestres en la UCSC, y uno de los investigadores que originalmente propuso la nueva teoría de la dinamo, dice que las pruebas de Weiss proporcionan a los científicos una nueva imagen de la evolución lunar.
“Generalmente asumimos que el enfriamiento es el mecanismo principal que dirige la dinamo en cualquier sitio”, dice Nimmo, que no estuvo implicado en el estudio actual. “Estos datos lunares nos dicen que hay otros mecanismos que también pueden desempeñar un papel, no sólo en la Luna, sino también en otros sitios”.
Autor: Jennifer Chu
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Fecha Original: 27 de enero de 2012
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03/02/2012
Ciencia Kanija : El grafeno podría ser un absorbente perfecto de la luz [fuente]
Artículo publicado por Belle Dumé el 26 de enero de 2012 en physicsworld.com
Físicos de España y el Reino Unido han calculado que el grafeno – una capa de carbono de apenas un átomo de grosor – podría usarse para crear un absorbente perfecto de la luz si es dopado y colocado en una organización periódica. El trabajo podría llevar a unos dispositivos mejorados de fotodetección, particularmente en la parte infrarroja del espectro electromagnético, donde las tecnologías actuales tienen problemas de funcionamiento.
La afirmación es extraordinaria, dado que los materiales convencionales normalmente necesitan tener miles de átomos de grosor para absorber completamente la luz. “La predicción de que una capa de material de apenas un átomo de grosor puede absorber la luz por completo es notable y excitante”, dice el jefe del equipo F. Javier García de Abajo del Instituto de Óptica en Madrid.
Modelo de estructura del grafeno © by CORE-Materials
“La capa en cuestión es grafeno en un patrón de ordenación periódica de nanodiscos”, explica García de Abajo. La estructura absorbe luz confinándola a regiones que son cientos de veces menores que la longitud de onda de la luz. Esto se hace aprovechando los plasmones que aparecen dentro de las estructuras individuales de nanodiscos. Los plasmones son oscilaciones colectivas cuantizadas de los electrones dentro de un nanodisco – e interactúan con mucha fuerza con la luz.Dopando con electrodos
El confinamiento de la luz en el grafeno sólo es posible si el material está cargado eléctricamente. Y la longitud de onda a la que puede quedar confinada la luz depende de cuánto se carga el material. También conocido como dopaje, debido a que tiene un efecto similar al de introducir impurezas en los semiconductores convencionales, la carga se consigue fácilmente colocando electrodos cerca del grafeno. La cantidad de carga puede controlarse variando el voltaje aplicado a los electrodos.
En sus cálculos, el equipo estudió cómo el patrón del grafeno absorbía la luz en el rango del espectro electromagnético del infrarrojo medio y cercano. Los investigadores dicen que sería fácil extender sus resultados a otros rangos de longitudes de onda, hacia el infrarrojo medio y el régimen de terahertzs, por ejemplo, aplicando directamente las ecuaciones analíticas que emplearon. “Todas estas regiones espectrales son especialmente interesantes, con potenciales aplicaciones en imágenes, sensores y detección”, dice García de Abajo. “Necesitamos dispositivos de buena absorción de luz en este rango de longitudes de onda, debido a que los detectores actuales no tienen un buen rendimiento aquí. Nuestro trabajo puede incluso proporcionar un puente para este famoso ‘hueco de terahertz’”.
La separación es justo la correcta
Los investigadores dicen que los nanodiscos son capaces de absorber grandes cantidades de luz debido a que estas estructuras individuales de grafeno están ordenadas a una distancia bien definida unas de otras. Si están demasiado cerca, la luz puede re-emitirse de vuelta y ser reflejada. Por otra parte, no se absorbe suficientemente si los nanodiscos se colocan demasiado lejos. Un efecto similar puede obtenerse con otros patrones de grafeno, específicamente con lazos, los cuales según los investigadores son más fáciles de dopar.
La luz también produce campos inducidos cerca de los nanodiscos. Estos campos están hechos de ondas evanescentes – ondas electromagnéticas que decaen exponencialmente desde una estructura. “El mecanismo, por tanto, no es un efecto de difracción en el sentido de onda clásica en el cual dos o más ondas que se propagan interfieren y forman patrones limitados de tamaño, de aproximadamente la mitad de la longitud de onda de la luz”, explica García de Abajo. “En lugar de esto, lo que se da es un acoplamiento crítico”.
El equipo, que incluye a científicos del ICFO en Barcelona y del Centro de Investigación Optoelectrónica en la Universidad de Southampton, planea ahora explorar otros efectos ópticos extraordinarios en el grafeno – posiblemente hasta el límite cuántico con estudios sobre los efectos en fotones aislados. “También esperamos analizar materiales alternativos, tales como aislantes topológicos, que podrían producir efectos similares”, revela García de Abajo.
El trabajo se describe en Phys. Rev. Lett. 108 047401.
Autor: Belle Dumé
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Fecha Original: 26 de enero de 2012
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02/02/2012
Ciencia Kanija : Nueva investigación arroja dudas sobre el Bombardeo Pesado Tardío [fuente]
Artículo publicado por Irene Antonenko el 5 de enero de 2012 en Universe Today
¿El Sistema Solar primitivo fue bombardeado con gran cantidad de fuertes impactos? Ésta es una pregunta que ha desconcertado a los científicos durante los últimos 35 años. Y no es sólo una pregunta académica. Sabemos por las rocas de la Tierra que la vida empezó a evolucionar muy pronto, hace al menos 3800 millones de años. Si la Tierra estaba sufriendo grandes impactos en esta época, ciertamente habría afectado a la evolución de la vida. Entonces, ¿pasó el Sistema Solar por lo que se conoce como Bombardeo Pesado Tardío (LHB)? Una apasionante nueva investigación, usando datos de la Lunar Reconnaissance Orbiter Camera (LROC), puede arrojar algunas dudas sobre la popular teoría del LHB.
En realidad hay un debate candente, uno que ha polarizado a la comunidad científica desde hace algún tiempo. En un lado están los que creen que el Sistema Solar experimentó un cataclismo de grandes impactos hace unos 3800 millones de años. En el otro, aquellos que piensan que tales impactos estuvieron igualmente repartidos a lo largo de la época de los inicios del Sistema Solar, hace aproximadamente entre 4300 y 3800 millones de años.
Mare Serenitatis/Imbrium © by Astrowoosie
La controversia gira en torno a dos grandes cuencas de impacto, que se encuentran bastante cerca una de la otra en la Luna. La cuenca Imbrium es una de las más jóvenes en el lado visible de la Luna, mientras que la cuenca Serenitatis se cree que es una de las más antiguas. Ambas están llenas de basalto volcánico y son lo bastante grandes para verse desde la Tierra a simple vista.Los científicos saben la edad relativa de tales cuentas lunares debido a una idea conocida como superposición. Básicamente, la superposición afirma que lo que está encima debe ser más joven que lo que hay debajo. Usando tales relaciones, los científicos pueden determinar qué cuencas son más viejas y cuáles más jóvenes.
Para lograr una edad absoluta, sin embargo, los científicos necesitan trozos reales de roca, de forma que puedan usar técnicas de datación radiométrica. Las muestras lunares retornadas por el programa Apollo proporcionaron exactamente éso. Pero las muestras de Apollo sugieren que las cuencas Imbrium y Serenitatis apenas se diferencian en 50 millones de años.
La datación de edades relativas nos dice que hay unas 30 cuencas distintas que se formaron en ese marco temporal. ¡Esto significa que aproximadamente tiene lugar un gran impacto cada 1,5 millones de años! Bueno, 1,5 millones de años puede sonar a mucho tiempo. Pero ten en cuenta el último gran impacto que tuvo lugar en la Tierra, el evento de Chicxulub hace 65 millones de años, que se cree que exterminó a los dinosaurios. Imagina que hubiesen ocurrido otros 40 impactos similares desde entonces. ¡Sería sorprendente que cualquier tipo de vida hubiese sobrevivido a tal aluvión!
Por esto es por lo que un equipo de investigadores liderado por el Dr. Paul Spudis del Instituto Planetario y Lunar, está revisando cuidadosamente esta cuestión. Su investigación usa el principio de superposición para demostrar que varias de las áreas visitadas por el programa Apollo quedaron cubiertas por material del impacto de Imbrium. Esto podría indicar que gran parte de los materiales recopilados por Apollo pueden ser muestras del mismo evento.
La investigación del Dr. Spudis se centra en el área de Montes Taurus, entre las cuencas Serenitatis y Crisium, no muy lejos del lugar de aterrizaje del Apollo XVII. Ésta es una región dominada por colinas esculpidas que se han interpretado como material eyectado desde la cuenca de impacto adyacente Serenitatis. Pero el Dr. Spudis y su equipo han encontrado que, en lugar de ésto, el material esculpido procede de la cuenca Imbrium a unos 600 kilómetros de distancia.
Los anteriores datos de este área, procedentes de la cámara Lunar Orbiter IV, no habían mostrado ésto debido a que una niebla en la lente de la cámara hacía difícil observar los detalles (este problema de la niebla se resolvió finalmente, y la Lunar Orbiter IV proporcionó una gran cantidad de datos útiles de otras partes de la Luna). Los nuevos datos de LROC, no obstante, muestran que el terreno esculpido visto en Apollo XVII está muy extendido, llegando más allá de la región de Montes Taurus. Además, los surcos y líneas característicos de este terreno apuntan a la cuenca Imbrium, no a la cuenca Serenitatis, y se alinean con características similares de las Formaciones Alpes y Fra Mauro, que se sabe que son eyecciones procedentes del impacto en Imbrium. Al norte de Serenitatis, estas formaciones de Imbrium incluso parecen transformarse en los Montes Taurus, confirmando que las colinas esculpidas, de hecho, se originaron en el impacto de Imbrium.
Si las colinas esculpidas son eyecciones de Imbrium, entonces es posible que Apollo XVII muestrease materiales de Imbrium y no de Serenitatis Esto arroja dudas sobre la proximidad en las edades radiométricas de estas dos cuencas. Tal vez estas edades estén tan próximas debido a que se midieron sobre el mismo material. En tal caso, la edad de Serenitatis podría ser mucho mayor de los 3870 millones de años que sugieren las muestras de Apollo XVII. De ser cierto, esto significaría que no hubo Bombardeo Pesado Tardío en el momento en que la vida se estaba formando en la joven Tierra, dejando que la vida evolucionase con relativamente pocas interrupciones debidas a impactos.
Artículo de Referencia:
Spudis et al., 2011, Journal of Geophysical Research, V116, E00H03Autor: Irene Antonenko
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Fecha Original: 5 de enero de 2012
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01/02/2012
Ciencia Kanija : Nave de la NASA revela nuevas observaciones de la materia interestelar [fuente]
Artículo publicado el 31 de enero de 2012 en NASA
El Explorador del Límite Interestelar (IBEX) de la NASA ha captado la mejor y más completa visión de lo que hay más allá de nuestro Sistema Solar. Las nuevas medidas nos dan pistas sobre cómo y dónde se formó el Sistema Solar, las fuerzas que físicamente le dan forma, y la historia de otras estrellas de la Vía Láctea.
La nave, que orbita alrededor de la Tierra, observó cuatro tipos distintos de átomos incluyendo el hidrógeno, oxígeno, neón y helio. Estos átomos interestelares son subproductos de estrellas más antiguas, las cuales se extienden por toda la galaxia y llenan el vasto espacio entre las estrellas. IBEX determinó la distribución de estos elementos fuera del Sistema Solar, que son un flujo de partículas cargadas y neutras que viajan a través de la galaxia, o lo que se conoce como viento interestelar.
Heliosfera © by NASA Goddard Photo and Video
“IBEX es una pequeña misión exploradora que se construyó a partir de una modesta inversión”, dice Barbara Giles, directora de la División Heliofísica en las Oficinas Centrales de la NASA en Washington. “Sin embargo, los logros científicos han sido verdaderamente notables y son un testamento de lo que puede lograrse cuando damos a los científicos de nuestro país libertad para innovar”.En una serie de artículos que aparecen en el ejemplar del 31 de enero de la revista Astrophysics Journal, los científicos informan del hallazgo de 74 átomos de oxígeno por cada 20 átomos de neón en el viento interestelar. En nuestro Sistema Solar, hay 111 átomos de oxígeno por cada 20 átomos de neón. Esto se traduce en que hay más oxígeno en cualquier parte del Sistema Solar que en el espacio interestelar cercano.
“Nuestro Sistema Solar es distinto al espacio que hay justo más allá, lo que sugiere dos posibilidades”, dice David McComas, investigador principal de IBEX, en el Instituto de Investigación Southwest en San Antonio. “O el Sistema Solar evolucionó en una parte distinta de la galaxia, más rica en oxígeno de la que actualmente reside, o una gran cantidad de oxígeno permanece atrapado en granos de polvo interestelar o hielo, incapaces de moverse libremente a través del espacio”.
Los nuevos resultados guardan pistas sobre la historia del material en el universo. Aunque el Big Bang creó inicialmente hidrógeno y helio, sólo las explosiones de supernovas al final de la vida de la estrella pueden dispersar los elementos más pesados de oxígeno y neón a través de la galaxia. Saber la cantidad de elementos en el espacio puede ayudar a los científicos a cartografiar cómo nuestra galaxia evolucionó y cambió a lo largo del tiempo.
Los científicos quieren comprender la composición de la región límite que separa los confines más cercanos de nuestra galaxia, conocidos como medio interestelar local, de nuestra heliosfera. La heliosfera actúa como burbuja protectora que protege a nuestro Sistema Solar de la mayor parte de la peligrosa radiación cósmica galáctica, que de otra manera entraría en el Sistema Solar desde el espacio interestelar.
IBEX midió el viento interestelar que viajaba a una velocidad más baja de lo anteriormente medido por la nave Ulysses, y de una dirección distinta. Las medidas mejoradas de IBEX muestran un 20 por ciento de diferencia respecto a cuánta presión ejerce el viento interestelar sobre nuestra heliosfera.
“Medir la presión en nuestra heliosfera a partir del material de la galaxia y de los campos magnéticos nos ayudará a determinar el tamaño y forma de nuestro Sistema Solar cuando viaja a través de la galaxia”, dice Eric Christian, científico de la misión IBEX en el Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland.
Fecha Original: 31 de enero de 2012
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31/01/2012
Ciencia Kanija : Astrónomos de UCLA resuelven el misterio de los electrones perdidos [fuente]
Artículo publicado por Kim DeRose el 29 de enero de 2012 en UCLA
Los hallazgos favorecen los esfuerzos por predecir mejor las tormentas geomagnéticas en el espacio.
Investigadores de UCLA han explicado la desconcertante desaparición de electrones energéticos en el cinturón externo de radiación de la Tierra, usando datos recopilados por una flotilla de naves en órbita.
En un artículo publicado el 29 de enero en la edición anticipada en línea de la revista Nature Physics, el equipo demuestra que los electrones perdidos son barridos del planeta por una marea de partículas de viento solar durante los periodos de actividad solar elevada.
Cinturones de Van Allen
“Éste es un hito importante en la comprensión del entorno espacial de la Tierra”, dice el autor principal del estudio Drew Turner, investigador asistente en el Departamento de Ciencias de la Tierra y del Espacio de UCLA y miembro del Instituto de Geofísica y Física Planetaria (IGPP) también de UCLA. “Estamos un paso más cerca de comprender y predecir fenómenos del clima espacial”.Durante los eventos de potentes llamaradas solares, tales como eyecciones de masa coronal, partes de las capas externas magnetizadas de la atmósfera solar impactan sobre el campo magnético de la Tierra, disparando tormentas geomagnéticas capaces de dañar los componentes electrónicos de las naves en órbita. Estas tormentas cósmicas tienen un efecto peculiar sobre el cinturón exterior de radiación de la Tierra, una región del espacio en forma de rosquilla llena de electrones tan energéticos que se mueven casi a la velocidad de la luz.
“Durante el inicio de una tormenta geomagnética, casi todos los electrones atrapados en el cinturón de radiación se desvanecen, regresando sólo para vengarse unas horas más tarde”, dice Vassilis Angelopoulos, Profesor en UCLA de Ciencias de la Tierra y el Espacio e investigador del IGPP.
Los electrones perdidos sorprendieron a los científicos cuando se midió dicha tendencia por primera vez en la década de 1960, usando instrumentos a bordo de las primeras naves espaciales enviadas en órbita, dice el coautor del estudio Yuri Shprits, investigador en geofísica del IGPP y los departamentos de Ciencias de la Tierra y el Espacio y Ciencias Atmosféricas y Oceánicas.
“Es un efecto desconcertante”, comenta. “Los océanos de la Tierra no pierden de pronto la mayor parte de su agua, mientras que los cinturones de radiación repletos de electrones pueden despoblarse con rapidez”.
Aún más extraño, los electrones se pierden durante el pico de una tormenta geomagnética, un momento en el que se esperaría que el cinturón de radiación estuviese repleto de partículas energéticas, debido al bombardeo extremo por parte del viento solar.
¿Dónde van los electrones? Esta pregunta ha quedado sin respuesta desde principios de la década de 1960. Algunos pensaban que los electrones se perdían en la atmósfera terrestre, mientras que otros teorizaban que los electrones no se perdían de manera permanente, sino simplemente que temporalmente perdían energía y eso hacía que pareciesen ausentes.
“Nuestro estudio de 2006 sugirió que los electrones pueden, de hecho, perderse en el medio interplanetario y frenarse al moverse hacia el exterior”, dice Shprits. “No obstante, hasta hace poco, no había una prueba definitiva de esta teoría”.
Para resolver el misterio, Turner y su equipo usaron datos de tres redes de naves orbitales posicionadas a distintas distancias de la Tierra para captar a los electrones escapistas en el momento de la huida. Los datos demostraron que aunque una pequeña cantidad de electrones energéticos perdidos caían en la atmósfera, la inmensa mayoría eran empujados hacia el planeta, arrancados del cinturón de radiación por las partículas incidentes de viento solar durante la elevada actividad solar que generó la propia tormenta magnética.
Es vital una mayor comprensión de los cinturones de radiación de la Tierra para proteger los satélites, de los que dependemos para el posicionamiento global, comunicaciones y monitorización del clima, comenta Turner. El cinturón de radiación exterior de la Tierra es un entorno de radiación extrema para naves y astronautas; los electrones de alta energía pueden penetrar en el escudo de la nave y crear problemas en su delicado equipo electrónico. Las tormentas geomagnéticas, disparadas cuando las partículas incidentes impactan en la magnetosfera de la Tierra, pueden provocar un fallo parcial o total de la nave.
“Aunque la mayor parte de satélites están diseñados con algún nivel de protección contra la radiación, los ingenieros espaciales deben depender de aproximaciones y estadísticas, debido a la falta de datos necesarios para modelar y predecir el comportamiento de los electrones de alta energía en el cinturón de radiación exterior”, dice Turner.
Durante la “Tormenta de Halloween” de 2003, se informó de errores de funcionamiento en más de 30 satélites, y uno se perdió por completo, dice Angelopoulos, coautor de la investigación actual. Conforme se aproxima el máximo solar de 2013, marcando el pico de actividad solar a lo largo de un ciclo de aproximadamente 11 años, las tormentas geomagnéticas pueden tener lugar incluso hasta varias veces por mes.
“Los electrones de alta energía pueden reducir el tiempo de vida de una nave de manera significativa”, señala Turner. “Los satélites que pasan un periodo prolongado dentro del cinturón de radiación activo podrían dejar de funcionar años antes”.
Aunque una nave mecanizada podría incluir múltiples circuitos redundantes para reducir el riesgo de fallo total durante un evento solar, los exploradores humanos en órbita no se pueden permitir el mismo lujo. Los electrones de alta energía pueden atravesar los trajes de los astronautas y suponer un serio riesgo para la salud, dice Turner.
“Como sociedad, nos hemos vuelto increíblemente dependientes de las tecnologías espaciales”, comenta. “Comprender esta población de electrones energéticos y sus extremas variaciones nos ayudará a crear modelos más precisos para predecir el efecto de las tormentas geomagnéticas en los cinturones de radiación”.
Los datos observacionales clave usados en este estudio se recopilaron mediante una red de naves de la NASA conocida como THEMIS; Angelopoulos es el investigador principal de la misión THEMIS. Se obtuvo información adicional usando dos grupos de satélites climáticos llamadas POES y GOES.
Una nueva colaboración entre UCLA y la Universidad Estatal de Moscú, en Rusia, promete mostrar una descripción aún más clara de estos electrones que desaparecen. Prevista para su lanzamiento en la primavera de 2012, la nave Lomonosov volará en la órbita baja de la Tierra para medir partículas muy energéticas con una precisión sin precedente, dice Shprits, el investigador principal del proyecto. Varios instrumentos clave para la misión están siendo desarrollados y ensamblados en UCLA.
Los cinturones de radiación de la Tierra se descubrieron en 1958 gracias al Explorer I, el primer satélite estadounidense que viajó al espacio.
“Lo que estamos estudiando fue el primer descubrimiento de la era espacial”, dice Shprits. “La gente se dio cuenta de que los lanzamientos de naves no eran simplemente noticias, también podían hacer descubrimientos científicos que eran completamente inesperados”.
Este proyecto recibió patrocinio federal procedente de NASA y la Fundación Nacional de Ciencias. Otros coautores incluyen a Michael Hartinger, estudiante graduado de UCLA en Ciencias de la Tierra y el Espacio.
Autor: Kim DeRose
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Fecha Original: 29 de enero de 2012
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30/01/2012
Ciencia Kanija : Fomalhaut b puede no ser un planeta después de todo [fuente]
Artículo publicado por Paul Scott Anderson el 26 de enero de 2012 en Universe Today
Cuando el Telescopio Espacial Hubble fotografió el aparente exoplaneta Fomalhaut b en 2008, se reconoció como la primera imagen en luz visible obtenida de un planeta que orbita otra estrella. El descubrimiento fue anunciado por un equipo de investigación liderado por Paul Kalas, de la Universidad de California en Berkeley. Se estimaba que el planeta era de aproximadamente el tamaño de Saturno, pero con no más de tres veces la masa de Júpiter, o tal vez menor que Saturno de acuerdo con otros estudios, e incluso podría tener anillos. Reside dentro de un anillo de escombros el cual rodea a la estrella Fomalhaut, a unos 25 años luz de distancia.
Otro equipo de Princeton, no obstante, acaba de anunciar que creen que los hallazgos originales son erróneos, y que el planeta es en realidad una nube de polvo, basándose en nuevas observaciones realizadas con el Telescopio Espacial Spitzer. Su artículo acaba de aceptarse para su publicación en la revista Astrophysical Journal.
Fomalhaut b © by thebadastronomer
De acuerdo con el resumen:La cercana estrella Fomalhaut, de tipo A4, aloja un cinturón de escombros en forma de anillo excéntrico, el cual se cree que está provocado por la influencia gravitatoria de un planeta gigante compañero. En 2008, se informó de la detección de una fuente puntual dentro del borde interno del anillo y se interpretó como la imagen directa del planeta, conocido como Fomalhaut b. La detección se realizó a ~600–800 nm, pero no se encontraron las señales correspondientes en el rango del infrarrojo cercano, donde se esperarían las emisiones de tal planeta. Aquí presentamos observaciones profundas de Fomalhaut realizadas con Spitzer/IRAC en 4.5 µm, usando una novedosa técnica de sustracción PSF basada en ADI y LOCI, para mejorar sustancialmente el contraste de Spitzer en pequeñas separaciones. Los resultados proporcionan más de un orden de magnitud de mejora en el límite del flujo superior de Fomalhaut b, y excluye la posibilidad de que cualquier flujo procedente de la superficie de un planeta gigante contribuya al flujo observado en longitudes de onda visibles. Esto hace que cualquier conexión directa entre la luz observada y el planeta gigante dinámicamente deducido sea altamente improbable. Discutimos varias posibles interpretaciones del cuerpo total de observaciones del sistema de Fomalhaut, y encontramos que la interpretación que encaja mejor con los datos disponibles para la fuente observada es la luz dispersada por una nube de polvo en tránsito o semi-tránsito.
Kalas ha respondido al nuevo estudio diciendo que han considerado la posibilidad de la nube de polvo, pero la descartaron por varias razones. Por una parte, Spitzer carece de la sensibilidad luminosa para detectar un planeta del tamaño de Saturno, y los anillos brillantes también podrían explicar las características ópticas observadas. Comenta que: “Damos la bienvenida a los nuevos datos de Spitzer, pero realmente no estamos de acuerdo con esta interpretación”.
El equipo de Princeton,es importante señalarlo, cree que puede haber un planeta real orbitando a Fomalhaut, pero aún oculto a la detección. Del artículo:
En particular, encontramos que casi con toda certeza no hay un flujo directo desde un planeta que contribuya a la firma en luz visible. Esto, en combinación con el cuerpo existente de datos del sistema Fomalhaut, implica de manera sólida que el planeta gigante compañero deducido dinámicamente y la fuente puntual de luz visible no están físicamente relacionados. Esto, a su vez, implica que el “verdadero” Fomalhaut b aún está oculto en el sistema. Aunque hemos encontrado una fuente puntual provisional en nuestras imágenes que, en principio, podría corresponder a este objeto, su significado es demasiado bajo para distinguir si el real o no actualmente.
La resolución del debate puede llegar gracias al Telescopio Espacial James Webb, previsto para su lanzamiento en 2018.
Por supuesto, sería muy decepcionante que Fomalhaut b resulte no ser un planeta después de todo, pero no olvidemos que se están confirmando y descubriendo miles de planetas nuevos. Puede que en ocasiones haya falsos positivos, pero hasta el momento la búsqueda planetaria ha sido todo un éxito…
Artículos de Referencia:
http://arxiv.org/pdf/1201.4388v1.pdf
Autor: Paul Scott Anderson
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Fecha Original: 26 de enero de 2012
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27/01/2012
Ciencia Kanija : Kepler anuncia 11 nuevos sistemas planetarios [fuente]
Artículo publicado por Withney Clavin el 26 de enero de 2012 en NASA
La misión Kepler de la NASA ha descubierto 11 nuevos sistemas planetarios que albergan 26 planetas confirmados. Estos descubrimientos casi duplican el número de planetas verificados por Kepler y triplican el número de estrellas conocidas que tienen más de un planeta que las transita, o pasa frente a ellas. Tales sistemas ayudarán a los astrónomos a comprender mejor cómo se forman los planetas.
Los planetas orbitan cerca de sus estrellas madre y varían en tamaño, de 1,5 veces el radio de la Tierra a mayores que Júpiter. Quince están entre el tamaño de la Tierra y Neptuno. Se requerirán posteriores observaciones para determinar cuáles son rocosos, como la Tierra, y cuáles tienen gruesas atmósferas gaseosas como Neptuno. Los planetas orbitan sus estrella una vez entre 6 y 143 días. Todos están más cerca de sus estrellas de lo que Venus lo está del Sol.
Sistemas múltiples y sus planetas Crédito:NASA
“Antes de la misión Kepler, teníamos conocimiento de tal vez 500 exoplanetas en todo el cielo”, dice Doug Hudgins, científico del programa Kepler en las Oficinas Centrales de la NASA en Washington. “Ahora, en apenas dos años observando una zona del cielo no mucho mayor que tu puño, Kepler ha descubierto más de 60 planetas y más de 2300 candidatos a planeta. Esto nos dice que nuestra galaxia está positivamente cargada de planetas de todos los tamaños y órbitas”.Kepler identifica los candidatos a planeta midiendo repetidamente los cambios en el brillo de más de 150 000 estrellas, para detectar cuándo pasa un planeta frente a la estrella. Esto paso arroja una pequeña sombra hacia la Tierra y la nave Kepler.
“Confirmar que el pequeño decremento en el brillo de la estrella se debe a un planeta requiere de observaciones adicionales y análisis que llevan tiempo”, dice Eric Ford, Profesor Asociado de Astronomía en la Universidad de Florida y autor principal del artículo que confirma a Kepler-23 y Kepler-24. “Verificamos estos planetas usando técnicas que aceleran drásticamente el descubrimiento”.
Cada nuevo sistema planetario confirmado contiene de dos a cinco planetas en tránsito muy poco espaciados. En los sistemas planetarios tan compactos, el tirón gravitatorio de los planetas entre sí provoca que algunos aceleren y otros frenen a lo largo de sus órbitas. La aceleración provoca que cambie el periodo orbital de cada planeta. Kepler detecta este efecto midiendo los cambios, o lo que se conoce como Variaciones de Sincronismo en el Tránsito (TTV).
Los sistemas planetarios con TTV pueden verificarse sin necesidad de extensas observaciones desde telescopios terrestres, acelerando la confirmación de los planetas candidatos. Esta técnica de detección también incrementa la capacidad de Kepler de confirmar sistemas planetarios alrededor de estrellas más lejanas y tenues.
“Sincronizando con precisión cuándo transita cada planeta a su estrella, Kepler detectó el tirón gravitatorio de los planetas entre sí, cerrando el caso para 10 de los nuevos sistemas planetarios anunciados”, dice Dan Fabrycky, Becario Hubble en la Universidad de California en Santa Cruz, y autor principal de un artículo que confirma a Kepler-29, 30, 31 y 32.
Cinco de los sistemas (Kepler-25, Kepler-27, Kepler-30, Kepler-31 y Kepler-33) contienen un par de planetas donde el planeta interior orbita a la estrella dos veces por cada órbita del planeta exterior. Cuatro de los sistemas (Kepler-23, Kepler-24, Kepler-28 y Kepler-32) tienen un emparejamiento donde el planeta exterior orbita a la estrella dos veces por cada tres órbitas del planeta interior.
“Estas configuraciones ayudan a amplificar las interacciones gravitatorias entre los planetas, de forma similar a como mis hijos balancean sus piernas en un columpio en el momento adecuado para subir más alto”, dice Jason Steffen, becario Brinson de posdoctorado en el Centro Fermilab de Astrofísica de Partículas en Batavia, Illinois, y autor principal de un artículo que confirma a Kepler-25, 26, 27 y 28.
Kepler-33, una estrella que es más vieja y masiva que nuestro Sol, tenía más planetas. El sistema albergaba cinco planetas, variando en tamaño de 1,5 a 5 veces el de la Tierra. Todos los planetas se sitúan más cerca de su estrella de lo cualquier planeta está respecto a nuestro Sol.
Las propiedades de una estrella proporcionan pistas para la detección de planetas. La bajada en el brillo de la estrella y la duración de un tránsito planetario, en combinación con las propiedades de su estrella madre, presentan una firma reconocible. Cuando los astrónomos detectan candidatos a planeta que exhiben firmas similares alrededor de la misma estrella, la probabilidad de que cualquiera de éstos sea un falso positivo es muy baja.
“La aproximación usada para verificar los planetas de Kepler-33 demuestran que la fiabilidad global es bastante alta”, dijo Jack Lissauer, científico planetario en el Centro de Investigación Ames de la NASA en Moffett Field, California, y autor principal del artículo sobre Kepler-33. “Ésta es una validación por multiplicidad”.
Estos descubrimientos se publican en cuatro artículos distintos en las revistas Astrophysical Journal y Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
Autor: Withney Clavin
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Fecha Original: 26 de enero de 2012
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26/01/2012
Ciencia Kanija : Holografía de electrones produce la primera imagen de una proteína aislada [fuente]
Artículo publicado el 24 de enero de 2012 en The Physics ArXiv Blog
Un método no destructivo para tomar imágenes de proteínas aisladas podría ayudar a resolver uno de los mayores retos de la biología.
El comportamiento y funcionamiento de las proteínas está, en gran parte, determinado por su forma. Por lo que uno de los mayores desafíos actuales de la biología es comprender y modelar la estructura de las proteínas.
Pero es una tarea compleja. Los biólogos actualmente lo hacen usando técnicas como la cristalografía por rayos-X, que requiere que se encadenen millones de proteínas para formar un cristal. El problema es que la mayor parte de las proteínas no forma cristales. E incluso cuando lo hacen, no todas las moléculas estarán en la misma conformación y, por tanto, el patrón de difracción puede terminar siendo una especie de media de varias formas diferentes.
Por esto es por lo que los biólogos conocen la forma de sólo menos del 2 por ciento de las proteínas humanas.
Proteínas Crédito: Argonne National Laboratory
Lo que se necesita, por supuesto, es una forma de crear imágenes de las proteínas individuales. Una idea es usar rayos-X o haces de electrones para conseguirlo, y así es como algunos grupos han tenido cierto éxito con esta técnica. Pero la desventaja es que los haces con una energía de unos pocos KeV tienden a destruir las biomoléculas, por lo que no está claro lo precisas que pueden ser estas imágenes. Tampoco es posible ver las moléculas durante el periodo.Hoy, Jean Nicholas Longchamp y sus colegas de la Universidad de Zurich en Suiza, han encontrado una forma de solventar esto. Estos chicos hacen una sugerencia totalmente sensata de crear las imágenes de las proteínas usando haces de electrones de baja energía que no destruyen las biomoléculas.
A esta energía, los haces de electrones tienen una longitud de onda de un nanómetro aproximadamente, haciéndolos perfectos no sólo para imágenes de resolución atómica, sino para holografía.
Y esto es exactamente lo que han hecho estos muchachos. Han creado un holograma electrónico de una molécula proteica conocida como ferritina – es la proteína en forma de balón de fútbol que almacena y libera hierro y se encuentra en casi todos los seres vivos.
La técnica es bastante simple. Mezclan ferritina y nanotubos de carbono en agua, permitiendo luego que ésta se evapore. Ésto deja a los nanotubos de carbono con proteínas de ferritina aisladas unidas a ellos.
La evaporación tiene lugar en un contenedor similar a un colador y deja parte de los nanotubos portadores de ferritina suspendidos en los agujeros del colador. Esto permite que Longchamp y sus colegas envíen el haz de electrones de baja energía desde un lado del agujero y luego registren el patrón de interferencia en el otro.
El resultado es el primer holograma electrónico de resolución atómica de ferritina jamás conseguido de una forma no destructiva. “Hemos informado de la primera investigación no destructiva de una proteína individual por medio de la holografía de electrones de baja energía”, comenta.
Incluso han comparado sus imágenes con unas de ferritina obtenidas con electrones de alta energía, y pueden demostrar el daño que provoca el bombardeo de alta energía.
Éstas son noticias emocionantes. El problema de determinar con precisión la estructura, y por tanto la funcionalidad, de las proteínas es un gran dolor de cabeza para los biólogos, y uno que la holografía de electrones de baja energía podría ayudar a resolver rápidamente. “El método de preparación de la muestra puede aplicarse a un amplio grupo de moléculas”, dicen Longchamp y sus colegas.
Ahora quieren mejorar la resolución de su técnica, y tienen unos cuantos ases bajo la manga que sin duda investigarán.
Dado que la técnica es relativamente sencilla y barata, es de esperar ver una explosión de interés en la biología estructural de moléculas individuales a resolución atómica.
Artículo de Referencia: arxiv.org/abs/1201.4300: Non-Destructive Imaging Of An Individual Protein
Fecha Original: 24 de enero de 2012
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25/01/2012
Ciencia Kanija : Los neutrones reviven la primera aproximación de Heisenberg a la incertidumbre [fuente]
Artículo publicado por Hamish Johnston el 20 de enero de 2012 en physicsworld.com
Físicos de Austria y Japón son los primeros en medir dos cantidades físicas que se usaron en 1927 por Werner Heisenberg en una formulación inicial de la mecánica cuántica – pero luego se abandonó debido a que los términos no parecían coincidir con la teoría, que evolucionaba a toda velocidad. El experimento de los neutrones verifica una reformulación de 2003 del famoso principio de incertidumbre de Heisenberg que reintroduce los conceptos de error y perturbación.
Cuando Heisenberg propuso por primera vez el principio de incertidumbre, lo hizo en términos de reacción de una medida realizada sobre un objeto extremadamente pequeño. Su idea se resumía en el experimento mental del “microscopio de Heisenberg” donde se usaba un fotón para determinar la posición de un electrón. El fotón es dispersado por el electrón y luego detectado.
Heisenberg señaló que tal medida debía competir con una incertidumbre inherente en la medida de la posición en la que tenía lugar la dispersión – conocida como “error” – y una incertidumbre inherente sobre cómo cambiaba el momento del electrón por el proceso de dispersión. El último es conocido como “perturbación” y Heisenberg demostró que para un sistema cuántico, el producto de ambos no debe ser menor de un valor dado – el cual ahora se sabe que está relacionado con la constante de Planck.
Incertidumbre© by TMAB2003
Significado estadístico más profundoSin embargo, los conceptos de error y perturbación pronto cayeron en desuso, debido a que parecía aparente que existía una interpretación estadística más profunda de la incertidumbre en la mecánica cuántica. Como resultado, las ideas de Heisenberg no pudieron reconciliarse con la expresión matemática de la mecánica cuántica.
Heisenberg y otros empezaron a expresar el principio de incertidumbre usando conceptos estadísticos – el producto de las desviaciones estándar de la posición y el momento no debía ser menor que un cierto valor dado. Aunque esta formulación proporciona una definición más universal del principio de incertidumbre, siempre ha habido un persistente interés entre los físicos acerca de las ideas originales de Heisenberg de error y perturbación.
Entonces, en 2003, Masanao Ozawa de la Universidad de Nagoya en Japón, derivó una nueva expresión universal del principio de incertidumbre que incluye error y perturbación – así como los términos de desviación estándar. Ahora, Ozawa ha unido fuerzas con Yuji Hasegawa y sus colegas de la Universidad Tecnológica de Viena para confirmar los cálculos usando neutrones de espín polarizado. En lugar de mirar la posición y momento, el experimento mide dos componentes ortogonales del espín del neutrón – cantidades también gobernadas por el principio de incertidumbre.
Neutrones polarizados
El experimento empieza con un haz de neutrones termales monoenergéticos procedentes de un reactor de investigación – el tipo de neutrones que se usarían en estudios de difracción de neutrones por parte de sólidos. Los espines de los neutrones se alinean en la dirección Z haciendo pasar el haz a través de un filtro polarizador. El haz se envía entonces a un aparato que determina la desviación estándar en la medida de la polarización-X, y luego a un aparato similar que determina la desviación estándar en la polarización-Y.
El error y la perturbación se crean “adaptando” el primer aparato de forma que mida la polarización en el plano X-Y que es una pequeña desviación angular del eje-X. Además de crear un error bien definido en la medida de la polarización-X, la rotación también provoca una perturbación bien definida en la polarización-Y.
El error y la perturbación se determinan usando datos de las dos medidas de polarización – y están de acuerdo con la teoría de Ozawa.
Arbitrariamente pequeño
“Cuanto menor es el error en una medida, mayor es la perturbación en la otra – esta regla aún se mantiene”, dice Hasegawa. Sin embargo, señala que el experimento confirma el resultado de Ozawa de que el producto del error y la perturbación pueden ser arbitrariamente pequeños, confirmando que Heisenberg estaba en lo cierto al abandonar su formulación original.
“Éste, ciertamente, es el primer experimento en poner a prueba la formulación de Ozawa, por lo que creo que debería atraer más atención sobre dicha formulación, y cómo es universalmente válida, al contrario que la simplista relación medida-perturbación de Heisenberg”, dice Howard Wiseman de la Universidad Griffith de Australia.
“La idea simple de que la relación de incertidumbre puede surgir debido a que cualquier medida de la cantidad X “ronda” el valor de una cantidad complementaria Y, aún está muy presente en las charlas elementales de mecánica cuántica. Esperamos que este experimento ayude a disipar esa idea”.
El experimento se describe en Nature Physics.
Autor: Hamish Johnston
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Fecha Original: 20 de enero de 2012
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24/01/2012
Ciencia Kanija : Un material eléctrico en el manto podría explicar la rotación de la Tierra [fuente]
Artículo publicado por Kate McAlpine el 19 de enero de 2012 en Science Now
Cuando se trata de la rotación de la Tierra, podrías pensar que los geofísicos lo tienen todo bastante calculado. Aún no. Para explicar algunas variaciones en la forma en que gira el planeta, el manto de la Tierra – la capa de roca caliente fundida que está entre la corteza y el núcleo – debe conducir la electricidad,una capacidad que no debería tener el manto que conocemos. Ahora, un nuevo estudio ha encontrado que el monóxido de hierro, que forma el 9% del manto, en realidad conduce la electricidad como un metal, pero sólo a las temperaturas y presiones encontradas bajo la superficie.
El giro de la Tierra no está exento de fallos. Los geofísicos han descubierto que el tiempo que necesita nuestro planeta para completar una rotación – la duración de un día -fluctúa ligeramente a lo largo de meses o años. También han observado una oscilación adicional predecible en el bamboleo del eje de rotación de la Tierra, como el balanceo de una peonza. Las variaciones están probablemente provocadas por el núcleo interno de hierro sólido, el núcleo exterior de metal líquido, y el manto rocoso, todos girando a velocidades ligeramente diferentes. La fricción les ayuda a alinearse, y el campo magnético del núcleo externo puede tirar del material del núcleo interior. Pero para encajar las observaciones, el núcleo debería también ejercer su tirón magnético sobre el manto, dice Bruce Buffett, experto en ciencias de la Tierra de la Universidad de California en Berkeley, que no estuvo implicado en el nuevo estudio. Esto significa que una capa del manto debe ser capaz de conducir la electricidad. Pero, comenta, “el origen de la capa metálica sigue siendo una cuestión abierta”.
Corte de la Tierra © by Samuel Mann
El componente principal de la roca del manto, incluido el monóxido de hierro, no conduce la electricidad a las temperaturas y presiones que solemos tener aquí en la superficie. Pero la investigación en la década de 1980 sugería que las cosas podrían ser algo distintas en las profundidades: Una corriente eléctrica pasaba a través del material más fácilmente cuando se exponía a una onda de choque. La presión de la onda de choque comprimía la ordenación del hierro y el oxígeno en el monóxido de hierro, permitiendo que los electrones viajasen más libremente entre átomos.Este trabajo picó la curiosidad de Kenji Ohta, que estudió materiales bajo condiciones extremas en la Universidad de Osaka en Japón. Para calcular si la presión podría convertir al monóxido de hierro en un conductor en el manto de la Tierra, Ohta y sus colegas calentaron un disco del material con un láser, y lo comprimieron en un yunque de diamante. A la vez, midieron lo bien que conducía la electricidad haciendo pasar una corriente a través del mismo mientras también monitorizaban la ordenación de sus átomos con rayos-X. Aproximadamente a 700 000 veces la presión de la atmósfera terrestre y a una temperatura de 1600 ºC, el equipo encontró que el monóxido de hierro conducía la electricidad igual de bien que un metal.
El monóxido de hierro había hecho la transición de no conductor a conductor, pero su estructura no había cambiado. En lugar de esto, había creado un nuevo tipo de transición, dice el geofísico Ronald Cohen de la Institución Carnegie para la Ciencia en Washington D.C., que lideró la simulación por computador del monóxido de hierro. El cambio depende de las propiedades magnéticas del material a altas temperaturas. En el monóxido de hierro no conductor, cada electrón potencialmente móvil está atrapado en un átomo de hierro. No pueden moverse fácilmente a través del cristal, pero pueden alinearse con los campos magnéticos como la aguja de una brújula – es decir, están en un estado magnético. A altas temperaturas y presiones, los electrones empiezan a fluctuar entre el estado magnético y el no magnético, en el cual ya no responden al campo magnético. Esto corta su ligadura con los átomos, y se mueven libremente como en un metal, según informa el equipo el 12 de enero en Physical Review Letters.
Cuando los investigadores elevaron la presión a 1,4 millones de atmósferas y la temperatura a 2200 ºC, condiciones comparables a las del interior de la Tierra, el monóxido de hierro seguía en una forma metálica. Luego predijeron la conductividad a 3430 ºC – la temperatura en el límite entre el manto y el núcleo – y encontraron que el monóxido de hierro permanecía como un respetable conductor.
Buffett señala que el 9% del monóxido de hierro del manto no es suficiente para garantizar que se forme una capa conectada. Estaría concentrado cerca del núcleo externo, formando posiblemente el 90% del material que hay allí. Buffett apunta que otros investigadores han propuesto reacciones químicas entre el manto y el núcleo que podría producir compuestos similares al monóxido de hierro. “Los impresionantes avances recientes tanto en experimentos como en teoría” podrían evaluar pronto la plausibilidad de una capa de monóxido de hierro, comenta.
Autor: Kate McAlpine
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Fecha Original: 19 de enero de 2012
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23/01/2012
Ciencia Kanija : Minúsculas cantidades de alcohol extienden drásticamente la vida de un gusano, pero ¿por qué? [fuente]
Artículo publicado por Stuart Wolpert el 19 de enero de 2012 en UCLA
Minúsculas cantidades de etanol, el tipo de alcohol encontrado en las bebidas alcohólicas, pueden duplicar el tiempo de vida de un diminuto gusano conocido como Caenorhabditis elegans, el cual se usa frecuentemente como modelo en estudios de envejecimiento, según informan bioquímicos de UCLA. Los científicos dicen que ven difícil dar una explicación a su descubrimiento.
“Este hallazgo nos dejó fuera de combate – es impactante”, dice Steven Clarke, Profesor de Química y Bioquímica en UCLA y autor sénior del estudio, publicado en el ejemplar en línea del 18 de enero de la revista PLoS ONE, una publicación de la Biblioteca Pública de Ciencia.
En los humanos, el consumo de alcohol normalmente es dañino, dice Clarke, y si a los gusanos se le da concentraciones altas de etanol, experimentan unos efectos neurológicos dañinos y mueren, según han demostrado otros investigadores.
Caenorhabditis elegans © by danielmorgan
“Usamos niveles mucho más bajos, donde puede ser beneficioso”, dice Clarke, que estudia la bioquímica del envejecimiento.Los gusanos, que crecen a partir de un huevo hasta convertirse en adultos en apenas unos días, se encuentran por el suelo de todo el mundo, donde se alimentan de bacterias. El equipo de investigación de Clarke – Paola Castro, Shilpi Khare y Brian Young — estudió miles de estos gusanos durante sus primeras horas de vida, mientras aún estaban en estado larvario. Los gusanos normalmente viven unos 15 días y pueden sobrevivir sin alimento entre 10 y 12 días.
“Nuestro hallazgo es que minúsculas cantidades de etanol pueden hacer que sobrevivan entre 20 y 40 días”, comenta Clarke.
Inicialmente, el laboratorio de Clarke intentó poner a prueba el efecto del colesterol en los gusanos. “El colesterol es crucial para los humanos”, dice Clarke. “Lo necesitamos para nuestras membranas, pero puede ser peligroso para nuestro torrente sanguíneo”.
Los científicos alimentaron a los gusanos con colesterol, y los gusanos vivieron más, aparentemente, debido al colesterol. Habían disuelto el colesterol en etanol, a menudo usado como disolvente, el cual diluyeron 1000 veces.
“Es simplemente un disolvente, pero resultó que era el que tenía el efecto de longevidad”, señala Clarke. “El colesterol no hacía nada. Encontramos que no sólo el etanol funcionaba en una disolución de 1 a 1000, sino también en una de 1 a 20 000. Esta cantidad tan pequeña no debería crear ninguna diferencia, pero resulta que puede ser beneficiosa”.
¿Cuánto etanol es eso?
“Las concentraciones se corresponden con una cucharada de etanol en una bañera llena de agua, o el alcohol de una cerveza diluido en cuatrocientos litros de agua”, comenta Clarke.
¿Por qué tan poco etanol tendría tal efecto en la longevidad?
“No tenemos todas las respuestas”, reconoce Clarke. “Es posible que exista una explicación trivial, pero no creo que sea el caso. Sabemos que si incrementamos la concentración de etanol, no viven más. Este nivel extremadamente bajo es el máximo beneficio que pueden lograr”.
Los científicos encontraron que cuando elevaban el nivel de etanol en un factor de 80, esto no incrementaba el tiempo de vida de los gusanos.
Los investigadores se preguntan, pero no responden, a si estas minúsculas cantidades de alcohol podrían ser beneficiosas para la salud humana. No se sabe si este mecanismo tiene algo en común con los hallazgos sobre que el consumo moderado de alcohol en humanos puede tener un beneficio en la salud cardiovascular, pero Clarke dice que las posibilidades son intrigantes.
En investigaciones de seguimiento, el laboratorio de Clarke está tratando de identificar el mecanismo que extiende el tiempo de vida de los gusanos.
Aproximadamente la mitad de los genes en los gusanos tienen sus homólogos humanos, dice Clarke, por lo que si los investigadores pueden identificar un gen que extiende la vida del gusano, eso puede tener implicaciones para el envejecimiento humano.
“Es importante para otros científicos saber que una concentración tan baja de un disolvente tan ampliamente usado como el etano puede tener un efecto tan grande en C. elegans“, dice la autora principal Paola Castro, que llevó a cabo la investigación como estudiante en el laboratorio de Clarke antes de lograr su licenciatura en bioquímica en UCLA en 2010, uniéndose al programa de doctorado en bioingeniería en la UC en Santa Cruz. “Lo que es aún más interesante es el hecho de que los gusanos están en una etapa de estrés del desarrollo. A grandes aumentos bajo el microscopio, era asombroso ver cómo a los gusanos que se les daba un poco de etanol parecían significativamente más robustos que los gusanos a los que no se les daba”.
“Aunque los efectos fisiológicos del alto consumo de alcohol se han establecido como perjudiciales en humanos, la actual investigación demuestra que un consumo moderado de alcohol, equivalente a uno o dos vasos de vino o cerveza al día, da como resultado una reducción de enfermedades cardiovasculares y una mayor longevidad”, dice la coautora Shilpi Khare, antigua estudiante de doctorado en el programa de bioquímica y biología molecular de UCLA, que ahora es becaria de posdoctorado en el Instituto de Genómica de la Fundación de Investigación Novartis en San Diego. “Aunque estos beneficios son fascinantes, nuestra comprensión de la bioquímica subyacente implicada en estos procesos aún está en pañales.
Demostramos que bajísimas dosis de etanol pueden ser un ‘salvavidas’ de los gusanos en condiciones de hambre y estrés”, añade Khare. “Aunque el mecanismo de acción aún no se comprende con claridad, nuestras pruebas indican que estos gusanos de 1 milímetro de largo podrían estar utilizando el etanol como precursor directo para la biosíntesis de metabolismo intermedio de alta energía o indirectamente como una señal para un mayor tiempo de vida. Estos hallazgos podrían, potencialmente, ayudar a los investigadores a determinar cómo se altera la fisiología humana a inducir cardioprotectores y otros efectos beneficiosos en respuesta al bajo consumo de alcohol”.
El laboratorio de Clarke identificó la primera enzima reparadora de proteínas a principios de la década de 1980, y su investigación ha demostrado que las proteínas reparadoras son importantes para las células. En el actual estudio, los bioquímicos informan de que el tiempo de vida se reduce significativamente bajo condiciones de estrés en gusanos larvarios que carecen de esta enzima reparadora. (Hay más de 150 enzimas implicadas en la reparación de daños del ADN, y se han identificado aproximadamente una docena de enzimas reparadoras de proteínas).
“Nuestras moléculas viven apenas unas semanas o meses”, dice Clarke. “Si queremos vivir más, tenemos que sobrevivir a nuestras moléculas”. La forma de hacer esto es con enzimas que reparan nuestro ADN – y con proteínas, una combinación de reemplazo y reparación”.
Autor: Stuart Wolpert
Fecha Original: 19 de enero de 2012
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20/01/2012
Ciencia Kanija : Astrónomos encuentran una galaxia de materia oscura muy, muy lejana [fuente]
Artículo publicado por Anne Trafton el 19 de enero de 2012 en MIT News
El descubrimiento podría ofrecer pistas sobre la naturaleza de la materia oscura.
Las galaxias como la Vía Láctea se cree que se forman a lo largo de miles de millones de años, a través de la unión de muchas galaxias menores. Como resultado, se espera que haya muchas galaxias enanas menores dispersas alrededor de la Vía Láctea. No obstante, se han observado muy pocas de dichas minúsculas galaxias reliquia, lo que ha llevado a los astrónomos a concluir que muchas de ellas deben haber tenido muy pocas estrellas, o estar hechas casi por completo de materia oscura.
En un descubrimiento anunciado el 18 de enero, un equipo de investigadores que incluye a un estudiante de posdoctorado del MIT, ha encontrado una galaxia enana oscura aproximadamente a 10 000 millones de años luz de la Tierra. Es sólo la segunda de tales galaxias en ser observada fuera de nuestra región local del universo, y es, de lejos, la más lejana.
Materia oscura y común en el universo © by Argonne National Laboratory
La galaxia enana recientemente descubierta es un satélite, lo que significa que está aferrada al borde de una galaxia mayor. “Por varias razones, no logró formar muchas, o siquiera alguna estrella, y por tanto permaneció oscura”, dice Simona Vegetti, Becaria Pappalardo en el Departamento de Física del MIT y autora principal de un artículo sobre el trabajo que aparece en la edición en línea del 18 de enero de la revista Nature.Los científicos teorizan sobre la existencia de la materia oscura para explicar las observaciones que sugieren que hay mucha más masa en el universo de la que podemos ver. Creen que la materia oscura debería ser aproximadamente el 25 por ciento del universo; no obstante, debido a que las partículas que forman la materia oscura no absorben ni emiten luz, hasta el momento ha sido imposible detectarla e identificarla.
Los modelos por ordenador sugieren que la Vía Láctea debería tener aproximadamente 10 000 galaxias satélite, pero sólo se han observado 30. “Podría ser que muchas de las galaxias satélite estén hechas de materia oscura, haciéndolas esquivas a la detección, o puede que haya un problema con la forma en que pensamos que se forman las galaxias”, dice Vegetti.
En el nuevo estudio, Vegetti trabajó junto con su antiguo supervisor de doctorado, el Profesor Leon Koopmans de la Universidad de Groningen en los Países Bajos; David Lagalutta y el Profesor Christopher Fassnacht de la Universidad de California en Davis; Matthew Auger de la Universidad de California en Santa Barbara; y John McKean del Instituto de Radioastronomía de los Países Bajos.
El equipo se centró en galaxias más lejanas para buscar satélites oscuras, usando un método conocido como lente gravitatoria. Para usar esta técnica, los investigadores usaron dos galaxias alineadas, vistas desde la Tierra. La galaxia más lejana emite rayos de luz que son desviados por la galaxia más cercana (que actúa como lente). Analizando los patrones de rayos de luz desviados por la galaxia lente que está en primer plano, los investigadores pueden determinar si hay alguna galaxia satélite agrupada a su alrededor, y medir lo masiva que es.
“Es realmente emocionante que no sólo tengamos un método a mano para poner a prueba las predicciones del modelo de materia oscura fría, sino también hacer un descubrimiento de una satélite oscura de masa baja cientos de veces más lejana en comparación con nuestro grupo de galaxias locales”, señala Koopmans.
Los investigadores usaron el Telescopio Keck-II en Hawái para hacer sus observaciones, aprovechando una parte especial del equipo óptico que proporciona imágenes definidas del cielo. Planean usar el mismo método para buscar más galaxias satélite en otras regiones del universo, que creen que podrían ayudar a corroborar o desafiar las predicciones de cómo se comporta la materia oscura.
“Ahora tenemos una satélite oscura, pero supón que no encontramos las suficientes – entonces tendremos que cambiar las propiedades de la materia oscura”, dice Vegetti. “O puede que encontremos tantas satélites como vemos en las simulaciones, y eso nos dirá que la materia oscura tiene las propiedades que creemos que tiene”.
Por ejemplo, debido a que la temperatura determina la masa y el número de satélites que se forman, puede ser necesario ajustar la estimación actual de temperatura para la materia oscura si el número de satélites oscuras encontrado es menor del proyectado.
La existencia de esta galaxia oscura de masa baja está justo en el límite de lo esperado si el universo estuviese compuesto de materia oscura que tiene una temperatura fría. Sin embargo, será necesario encontrar satélites oscuras para confirmar esta conclusión”, dice Vegetti.
Andrey Kravtsov, profesor asociado de astronomía y astrofísica, dice que el nuevo estudio es una “contribución muy valiosa” a las pruebas en curso para la predicción de que deberían encontrarse pequeños cúmulos de materia oscura dispersos alrededor de los bordes de galaxias mayores.. “Las incertidumbres son bastante grandes, pero hasta el momento, la abundancia de tales cúmulos están de acuerdo con las expectativas de los modelos de formación de estructuras que se basan en el escenario de materia oscura fría”, dice Kravtsov, quien no estuvo implicado en la investigación.
Autor: Anne Trafton
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Fecha Original: 19 de enero de 2012
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