Próxima Centauri b

Esta impresión artística muestra una vista de la superficie del planeta Próxima b orbitando la estrella enana roja Próxima Centauri, la estrella más cercana al sistema solar. El planeta Próxima b tal vez pueda albergar vida.
La estrella binaria Alpha Centauri AB también aparece en la imagen en la parte superior derecha de Próxima Centauri.
This artist’s impression shows a view of the surface of the planet Proxima b orbiting the red dwarf star Proxima Centauri, the closest star to the Solar System. The double star Alpha Centauri AB also appears in the image to the upper-right of Proxima itself. Proxima b is a little more massive than the Earth and orbits in the habitable zone around Proxima Centauri, where the temperature is suitable for liquid water to exist on its surface.

Próxima Centauri b o Próxima b ⁵​⁶​ es un exoplaneta que orbita dentro de la zona habitable de la estrella enana roja Próxima Centauri, la estrella más cercana al Sol. Está localizado aproximadamente a 4,2 años luz (1,3 pársecso 4,014 × 10¹³ km) de la Tierra en la constelación de Centaurus. Es el exoplaneta más cercano al sistema solar, así como el exoplaneta potencialmente habitable más cercano que se conoce.

El exoplaneta fue encontrado utilizando el método de velocidad radial, donde movimientos periódicos de líneas espectrales de Doppler de la estrella anfitriona, Próxima Centauri, indicaron que un exoplaneta lo orbitaba. Estas medidas fueron hechas utilizando dos espectrógrafos, el HARPS en Observatorio de La Silla y UVES en el Telescopio Muy Grande de 8 metros.¹​

La probabilidad calculada por el equipo descubridor es de uno en diez millones para un falso positivo. Suficiente para confirmar su existencia.

Próxima Centauri b es un planeta del tamaño de la Tierra, con una masa y radio estimados en un poco más que los de la Tierra. Tiene una temperatura de equilibrio de 234 K (−39 °C; −38 °F). Tiene una masa mínima de 1,27 M_⊕y un radio estimado de 1,1 R_⊕

El planeta orbita una estrella del tipo (M) enana roja llamada Próxima Centauri. La estrella tiene una masa de 0,12 M_☉ y un radio de 0,14 R_☉. Tiene una temperatura de superficie de 3042 K y una edad de 4860 millones de años. En comparación, el Sol tiene 4600 millones de años de edad y una temperatura de superficie de 5778 K.⁷​⁸​ La estrella tiene una luminosidad de 0,155 % de la del Sol.

La magnitud aparente de Próxima desde la Tierra es de 11,13: tan débil que resulta invisible a simple vista incluso con prismáticos pequeños, a pesar de ser la estrella más cercana al Sol.

Próxima b orbita su estrella anfitriona cada 11,186 días en una distancia de aproximadamente 0,05 AU (mucho menor a la distancia orbital del planeta Mercurio, la cual es de 0,38 AU).¹​

Según lo anunciado, el exoplaneta orbita dentro de la zona de habitabilidadde Próxima Centauri, la región del sistema donde, con las condiciones y propiedades atmosféricas correctas, el agua líquida podría existir en la superficie del planeta. Su estrella anfitriona es una enana roja, con alrededor de un décimo de la masa del Sol. Como resultado, estrellas como Próxima Centauri pueden tener la capacidad de existir hasta 3-4 billones de años, 300-400 veces más tiempo de lo que el Sol existirá.⁹​¹​

El planeta está probablemente anclado por marea, con un lado de su hemisferio permanentemente mirando hacia la estrella, mientras que el lado opuesto se encuentra en una eterna oscuridad.¹⁰​ Aun así, entre estas dos áreas intensas podría existir una pequeña zona de habitabilidad llamada la línea del terminador, donde las temperaturas podrían ser adecuadas (aproximadamente 273 K (0 °C; 32 °F)) para que el agua líquida pudiera existir. Además, una porción mayor del planeta podría ser habitable si tuviera una atmósfera lo bastante gruesa para transferir el calor alrededor del planeta.

El descubrimiento del planeta fue hecho por un equipo dirigido por el profesor Guillem Anglada-Escudé de la Universidad Queen Mary de Londres.¹¹​ Se publicó en Nature el 24 de agosto de 2016.

Fuente: https://es.wikipedia.org/wiki/Pr%C3%B3xima_Centauri_b

Laniakea Supercluster

The Laniakea Supercluster (Laniakea; also called Local Supercluster or Local SCl or sometimes Lenakaeia)^[2] is the galaxy supercluster that is home to the Milky Way and approximately 100,000 other nearby galaxies.^[3] It was defined in September 2014, when a group of astronomers including R. Brent Tully of the University of Hawaii, Hélène Courtois of the University of Lyon, Yehuda Hoffman of the Hebrew University of Jerusalem, and Daniel Pomarède of CEA Université Paris-Saclay published a new way of defining superclusters according to the relative velocities of galaxies. The new definition of the local supercluster subsumes the prior defined local supercluster, the Virgo Supercluster, as an appendage.^[4][5][6][7]

Follow-up studies suggest that Laniakea is not gravitationally bound; it will disperse rather than continue to maintain itself as an overdensity relative to surrounding areas.^[8]

The Laniakea Supercluster encompasses approximately 100,000 galaxies stretched out over 160 megaparsecs (520 million light-years). It has the approximate mass of 10¹⁷ solar masses, or a hundred thousand times that of our galaxy, which is almost the same as that of the Horologium Supercluster. It consists of four subparts, which were known previously as separate superclusters:

• Virgo Supercluster, the part in which the Milky Way resides.
• Hydra-Centaurus Supercluster
  • the Great Attractor, Laniakea's central gravitational point near Norma
  • Antlia Wall, known as Hydra Supercluster
  • Centaurus Supercluster
• Pavo-Indus Supercluster
• Southern Supercluster, including Fornax Cluster (S373), Dorado and Eridanusclouds

The most massive galaxy clusters of Laniakea are Virgo, Hydra, Centaurus, Abell 3565, Abell 3574, Abell 3521, Fornax, Eridanus and Norma. The entire supercluster consists of approximately 300 to 500 known galaxy clusters and groups. The real number may be much larger because some of these are traversing the Zone of Avoidance, making them essentially undetectable.

Superclusters are some of the universe's largest structures and have boundaries that are difficult to define, especially from the inside. The team used radio telescopes to map the motions of a large collection of local galaxies. Within a given supercluster, most galaxy motions will be directed inward, toward the center of mass. In the case of Laniakea, this gravitational focal point is called the Great Attractor, and influences the motions of the Local Group of galaxies, where the Milky Way galaxy resides, and all others throughout the supercluster. Unlike its constituent clusters, Laniakea is not gravitationally bound and is projected to be torn apart by dark energy.^[6]

The new method used to analyse galaxy movements to distinguish peculiar motion from cosmic expansion is Wiener filtering, which works for well-defined positional information, allowing analysis out to about 300×10⁶ ly (92 Mpc), showing flow patterns. With that limitation, Laniakea is shown to be heading in the direction of the Shapley Supercluster, so both Shapley and Laniakea may be part of the Pisces-Cetus Supercluster complex .^[9]

South African astronomer Tony Fairall stated in 1988 that redshifts suggested that the Virgo and Hydra-Centaurus Superclusters may be connected.^[10]

The neighbouring superclusters to Laniakea are the Shapley Supercluster, Hercules Supercluster, Coma Supercluster and Perseus-Pisces Supercluster, they are all part of the composition of the Pisces-Cetus Supercluster Complex. The edges of the superclusters and Laniakea were not clearly known at the time of Laniakea's definition.^[5]

The name laniakea means 'immense heaven' in Hawaiian, from lani, meaning 'heaven', and ākea, meaning 'spacious, immeasurable'. The name was suggested by Nawa'a Napoleon, an associate professor of Hawaiian language at Kapiolani Community College. The name honors Polynesian navigators, who used knowledge of the heavens to navigate the Pacific Ocean.^[4][9]

Map of superclusters within the nearby universe, with Laniakea shown in yellow

Fuente: https://en.wikipedia.org/wiki/Laniakea_Supercluster

Cúmulo de Virgo

This deep image of the Virgo Cluster obtained by Chris Mihos and his colleagues using the Burrell Schmidt telescope shows the diffuse light between the galaxies belonging to the cluster. North is up, east to the left. The dark spots indicate where bright foreground stars were removed from the image. Messier 87 is the largest galaxy in the picture (lower left).

Chris Mihos (Case Western Reserve University)/ESO - http://www.eso.org/public/images/eso0919a/

M86 en el Cúmulo Central de Virgo

M86 in the Central Virgo Cluster 
Créditos de imagen & Copyright: Mark Hanson, Stan Watson Obs. 

¿Hay un puente de gas que conecta estas dos grandes galaxias? Posiblemente, pero es difícil asegurarlo.
M86 (en la parte superior izquierda) es una galaxia elíptica gigante que se encuentra cerca del centro del cúmulo de galaxias Virgo. La Vía Láctea está cayendo hacia el cúmulo Virgo, situado a unos 50 millones de años luz de distancia. En la parte inferior derecha de M86 está la extraña galaxia espiral NGC 4438 que, junto con la vecina angular NGC 4435, son conocidas como las galaxias de los Ojos (y también Arp 120).
La fotografía, una de las más profundas tomadas de la región, indica que el gas de color rojo brillante rodea M86 y, aparentemente, la conecta con NGC 4438. La imagen abarca aproximadamente el tamaño de la Luna llena. Sin embargo, se sabe que el gas cirrus de nuestra galaxia se superpone antes del cúmulo Virgo y que las observaciones de la baja velocidad de este gas parecen más coherentes con esta hipótesis del origen de la Vía Láctea. Una respuesta definitiva podría venir de futuras investigaciones, que también podrían resolver cómo se crearon los extensos brazos azules de NGC 4435.

Fuente: http://observatorio.info/2018/08/m86-en-el-cumulo-central-de-virgo/

Star Size Comparison 2

Star Size Comparison 2

Fuente: morn1415

Neutron Stars Collide

Shortly after 8:41 a.m. EDT on Aug. 17, 2017, Fermi's Gamma-ray Burst Monitor detected a pulse of high-energy light from a powerful explosion, which was immediately reported to astronomers around the globe as a short gamma-ray burst. Less that two seconds earlier, scientists at the National Science Foundation's Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (LIGO) detected gravitational-waves dubbed GW170817 from a pair of smashing super-dense stars, encouraging astronomers to look for the aftermath of the explosion. Shortly thereafter, the burst was detected as part of a follow-up analysis by ESA's (European Space Agency's) INTEGRAL satellite. NASA's Swift, Hubble, Chandra, and Spitzer missions, along with dozens of ground-based observatories, later captured the fading glow of the blast's expanding debris.

This is the first time scientists have conclusively detected light associated with a gravitational-wave event, thanks to two merging neutron stars in the galaxy NGC 4993, located about 130 million light-years from Earth. The figure shows an artist's impression of the aftermath of this merger.

Neutron stars are the crushed, leftover cores of massive stars that exploded as supernovae long ago. The merging stars likely had masses between 10 and 60 percent greater than that of our Sun, but they were no wider than Washington, D.C. The pair whirled around each other hundreds of times a second, producing gravitational-waves at the same frequency. As they drew closer and orbited faster, the stars eventually broke apart and merged, producing both a gamma-ray burst and a rarely seen flare-up called a "kilonova."

GW170817 showed astronomers that heavy elements found on Earth like gold, platinum, and uranium were likely produced kilonovae long ago.

» https://svs.gsfc.nasa.gov/12740

Gamma-ray Bubbles

Using data from Fermi's Large Area Telescope, scientists have discovered a gigantic, mysterious structure in our galaxy. This never-before-seen feature looks like a pair of bubbles extending above and below our galaxy's center, as shown in false color in this figure.

Each lobe is 25,000 light-years tall, and the whole structure may be only a few million years old. Within the bubbles, extremely energetic electrons are interacting with lower-energy light to create gamma-rays, but right now, no one knows the source of these electrons.

Are the bubbles remnants of a massive burst of star formation? Are they leftovers from an eruption by the supermassive black hole at our galaxy's center? Or did these forces work in tandem to produce them? Scientists aren't sure yet, but the more they learn about this amazing structure, the better we'll understand the Milky Way.

https://svs.gsfc.nasa.gov/10688

Neutrino asociado con blazar distante

Con equipos congelados en el hielo profundo bajo el polo Sur de la Tierra, la humanidad parece haber descubierto un neutrino procedente del Universo lejano. Si se confirma, esto supondría la primera detección clara de neutrinos cosmológicamente distantes así como la primera asociación observada entre energéticos neutrinos y rayos cósmicos creados por potentes chorros provenientes de cuásares (blázares). Después de que el detector del IceCube Antártico midiera un neutrino energético en septiembre de 2017, muchos observatorios importantes comenzaron a trabajar con el fin de identificar una contraparte en la luz. Y lo hicieron. Una contraparte en erupción fue identificada por observatorios de alta energía, como AGILE, Fermi, HAWC, HESS, INTEGRAL, Ñusta, Swift y VERITAS, que encontraron que el rayo gamma Blazer TXS 0506 + 056 se encontraba en la dirección correcta y con los rayos gamma procedentes de una erupción que llegan casi al mismo tiempo que el neutrino. Aunque esta y otras coincidencias en el momento y en la posición sean estadísticamente fuertes, los astrónomos esperan encontrar otras asociaciones neutrino-blazar similares para estar completamente seguros.
La imagen ilustra un chorro de partículas que emana de un agujero negro en el centro de un blazar.

Fuente: http://observatorio.info/2018/07/neutrino-asociado-con-blazar-distante/

The Higgs boson reveals its affinity for the top quark

04 Jun 2018

New results from the ATLAS and CMS experiments at the LHC reveal how strongly the Higgs boson interacts with the heaviest known elementary particle, the top quark, corroborating our understanding of the Higgs and setting constraints on new physics.

Geneva, 4 June 2018. The Higgs boson interacts only with massive particles, yet it was discovered in its decay to two massless photons. Quantum mechanics allows the Higgs to fluctuate for a very short time into a top quark and a top anti-quark, which promptly annihilate each other into a photon pair. The probability of this process occurring varies with the strength of the interaction (known as coupling) between the Higgs boson and top quarks. Its measurement allows us to indirectly infer the value of the Higgs-top coupling. However, undiscovered heavy new-physics particles could likewise participate in this type of decay and alter the result. This is why the Higgs boson is seen as a portal to new physics.

A more direct manifestation of the Higgs-top coupling is the emission of a Higgs boson by a top-antitop quark pair. Results presented today, at the LHCP conference in Bologna, describe the observation of this so-called "ttH production" process. Results from the CMS collaboration, with a significance exceeding five standard deviations (considered the gold standard) for the first time, have just been published in the journal Physical Review Letters; including more data from the ongoing LHC-run, the ATLAS collaboration just submitted new results for publication, with a larger significance. Together, these results are a great step forward in our knowledge of the properties of the Higgs boson. The findings of the two experiments are consistent with one another and with the Standard Model, and give us new clues for where to look for new physics.

“These measurements by the CMS and ATLAS Collaborations give a strong indication that the Higgs boson has a key role in the large value of the top quark mass. While this is certainly a key feature of the Standard Model, this is the first time it has been verified experimentally with overwhelming significance,” said Karl Jakobs, Spokesperson of the ATLAS collaboration.

“The CMS analysis teams, and their counterparts in ATLAS, employed new approaches and advanced analysis techniques to reach this milestone. When ATLAS and CMS finish data taking in November of 2018, we will have enough events to challenge even more strongly the Standard Model prediction for ttH, to see if there is an indication of something new,” declared Joel Butler, Spokesperson of the CMS collaboration.

Measuring this process is challenging, as it is rare: only 1% of Higgs bosons are produced in association with two top quarks and, in addition, the Higgs and the top quarks decay into other particles in many complex ways, or modes. Using data from proton–proton collisions collected at energies of 7, 8, and 13 TeV, the ATLAS and CMS teams performed several independent searches for ttH production, each targeting different Higgs-decay modes (to W bosons, Z bosons, photons, τ leptons, and bottom-quark jets). To maximise the sensitivity to the experimentally challenging ttH signal, each experiment then combined the results from all of its searches.

It is gratifying that this result has come so early in the life of the LHC programme. This is due to the superb performance of the LHC machine, and of the ATLAS and CMS detectors, the use of advanced analysis techniques and the inclusion of all possible final states in the analysis. However, the precision of the measurements still leaves room for contributions from new physics. In the coming years, the two experiments will take much more data and improve the precision to see if the Higgs reveals the presence of physics beyond the Standard Model.

“The superb performance of the LHC and the improved experimental tools in mastering this complex analysis led to this beautiful result,” added CERN1 Director for Research and Computing Eckhard Elsen. “It also shows that we are on the right track with our plans for the High-Luminosity LHC and the physics results it promises.”

For more information:
On the CMS portal
On the ATLAS portal
Video about the results

An event candidate for the production of a top quark and top anti-quark pair in conjunction with a Higgs Boson in CMS. The Higgs decays into a  tau+ lepton, which in turn decays into hadrons and a tau- , which decays into an electron. The decay product symbols are in blue. The top quark decays into three jets (sprays of lighter particles) whose names are given in purple. One of these is initiated by a b-quark. The top anti-quark decays into a muon and b-jet, whose names appear in red.
 

Visualization of a data event from the tt ̄H(γγ) Had BDT bin with the largest signal over background ratio. The event contains two photon candidates, with a diphoton mass of 125.4 GeV. In addition, six jets are reconstructed using the anti-kt algorithm and R = 0.4, including one jet that is b-tagged using a 77% efficiency working point. The photons correspond to the green towers in the electromagnetic calorimeter, while the jets (b-jets) are shown as yellow (blue) cones.

Footnote(s)

1. CERN, the European Organization for Nuclear Research, is one of the world's leading laboratories for particle physics. The Organization is located on the French-Swiss border, with its headquarters in Geneva. Its Member States are: Austria, Belgium, Bulgaria, Czech Republic, Denmark, Finland, France, Germany, Greece, Hungary, Israel, Italy, Netherlands, Norway, Poland, Portugal, Romania, Slovakia, Spain, Sweden, Switzerland and United Kingdom. Cyprus, Serbia and Slovenia are Associate Member States in the pre-stage to Membership. India, Lithuania, Pakistan, Turkey and Ukraine are Associate Member States. The European Union, Japan, JINR, the Russian Federation, UNESCO and the United States of America currently have Observer status.

Esculpiendo el cosmos

Esta turbulenta paleta cósmica de violetas y amarillos muestra una burbuja de gas denominada NGC 3199, producida por la estrella conocida como WR18 (Wolf-Rayet 18).

 (Foto: ESA/XMM-Newton; J. Toalá; D.Goldman)

Las estrellas de Wolf-Rayet son estrellas masivas, potentes y energéticas que están a punto de alcanzar el final de su vida. Expulsan a sus alrededores vientos densos, intensos y rápidos que empujan y barren el material existente, esculpiendo a su paso extrañas y fascinantes figuras. Estos vientos también pueden crear fuertes ondas de choque al colisionar con el medio interestelar, comparativamente más frío, calentando toda la materia cercana. Mediante este proceso, el material puede alcanzar temperaturas tan altas como para emitir rayos X, un tipo de radiación que solo emiten los fenómenos de alta energía en el Universo.

Esto es lo que sucedió en el caso de NGC 3199. Aunque ya se ha visto en otras ocasiones este tipo de situación, sigue siendo poco común: solo se han detectado otras tres burbujas de Wolf-Rayet que emitieran rayos X (NGC 2359, NGC 6888 y S308). Se cree que WR18 es una estrella con vientos especialmente potentes; una vez que se acabe el material con que alimentar estos vientos, explotará violentamente en forma de supernova, finalizando su vida con una última y sobrecogedora explosión.

Esta imagen fue capturada por el instrumento EPIC (Cámara Europea de Imágenes de Fotones) del observatorio espacial de rayos X XMM-Newton de la ESA, y en ella se han marcado con colores los distintos gases. El gas más caliente y difuso, que emite rayos X en el interior de la burbuja de Wolf-Rayet, se muestra en color azul, mientras que un arco brillante y visible en la parte óptica del espectro se ha coloreado en amarillo verdoso (emisión de oxígeno) y rojo (emisión de azufre).

El componente azul y amarillo verdoso forma una nebulosa óptica (una nube brillante de polvo y gases ionizados), que se extiende hacia el extremo occidental de la burbuja de rayos X (en esta imagen, el norte se encuentra en la esquina superior izquierda. Este arco inclinado hizo que los astrónomos identificaran anteriormente a WR18 como una estrella fugitiva que se desplazaba mucho más rápido de lo esperado en comparación con sus alrededores; sin embargo, estudios más recientes han mostrado que la emisión de rayos X observada no sostiene esta idea. Antes bien, se cree que la forma de NGC 3199 se debe a variaciones en la composición química que rodea la burbuja y a la configuración inicial del medio interestelar que rodea a WR18.

 

Fuente: http://elblogantares.blogspot.com/2018/06/esculpiendo-el-cosmos.html

SPHERE revela una fascinante colección de discos alrededor de estrellas jóvenes

Nuevas imágenes del instrumento SPHERE, instalado en el Very Large Telescope de ESO, nos muestran, con más detalle que nunca, los discos polvorientos que hay alrededor de estrellas jóvenes. Estos presentan una extraña variedad de formas, tamaños y estructuras, incluyendo los efectos de lo que probablemente sean planetas aún en formación.

El instrumento SPHERE, instalado en el Very Large Telescope (VLT) de ESO, en Chile, permite a los astrónomos suprimir la brillante luz de estrellas cercanas con el fin de obtener una mejor visión de las regiones que las rodean. Esta colección de nuevas imágenes de SPHERE es sólo una muestra de la gran variedad de discos polvorientos que se encuentran alrededor de estrellas jóvenes.

Estos discos son completamente diferentes en tamaño y forma: algunos contienen brillantes anillos, otros anillos oscuros, y algunos incluso se asemejan a hamburguesas. Su aspecto también difiere notablemente dependiendo de su orientación en el cielo (desde disco circulares, que vemos de cara, a estrechos discos vistos casi de canto). 

Esta observación de SPHERE es el descubrimiento de un disco de canto alrededor de la estrella GSC 07396-00759, miembro de un sistema múltiple de estrellas, incluido en la muestra de DARTTS-S. Curiosamente, y pese a que son de la misma edad, este nuevo disco parece ser más evolucionado que el disco rico en gas que hay alrededor de la estrella T Tauri en el mismo sistema.Crédito:

ESO/E. Sissa et al.

La tarea principal de SPHERE es descubrir y estudiar exoplanetas gigantes que orbitan estrellas cercanas usando detección visual directa. Pero el instrumento es también una de las mejores herramientas existentes para obtener imágenes de los discos que hay alrededor de estrellas jóvenes, regiones donde pueden estar formándose planetas. Estudiar este tipo de discos es fundamental para investigar la relación entre las propiedades de disco y la formación y la presencia de planetas.

Muchas de las estrellas jóvenes que se muestran a continuación provienen de un nuevo estudio de estrellas T Tauri, un tipo de estrellas que son muy jóvenes (tienen menos de 10 millones de años de edad) y que varían en brillo. Los discos que hay alrededor de estas estrellas contienen gas, polvo y planetesimales -los cimientos de los planetas y los progenitores de los sistemas planetarios-.

Estas imágenes también muestran el aspecto que podría tener nuestro propio Sistema Solar en las primeras etapas de su formación, hace más de 4.000 millones de años.

La mayoría de las imágenes mostradas fueron obtenidas como parte del sondeo DARTTS-S (siglas de Discs ARound T Tauri Stars with SPHERE, discos alrededor de estrellas T Tauri con SPHERE). Las distancias de los objetivos oscilan entre 230 y 550 años luz de la Tierra. En comparación, la Vía Láctea tiene un tamaño de unos 100.000 años luz, por lo que estas estrellas están relativamente cerca de la Tierra. Pero, incluso a esta distancia, es muy difícil obtener buenas imágenes de la débil luz reflejada por los discos, ya que son opacados por la deslumbrante luz de sus estrellas madre.

Otra nueva observación de SPHERE es el descubrimiento de un disco de canto alrededor de la estrella GSC 07396-00759, detectada por el sondeo SHINE (SpHere INfrared survey for Exoplanets, sondeo infrarrojo de SPHERE para la búsqueda de exoplanetas). Esta estrella roja es miembro de un sistema múltiple de estrellas que también está incluido en la muestra de DARTTS-S, pero, curiosamente, y pese a que son de la misma edad, este nuevo disco parece ser más evolucionado que el disco rico en gas que hay alrededor de la estrella T Tauri en el mismo sistema. Esta desconcertante diferencia en los plazos de evolución de los discos alrededor de dos estrellas de la misma edad es otra razón por la cual los astrónomos están deseosos de saber más sobre los discos y sus características.

Los astrónomos han utilizado SPHERE para obtener muchas otras imágenes impresionantes, así como para otros estudios que incluyen la interacción de un planeta con un disco, los movimientos orbitales dentro de un sistema y el tiempo de evolución de un disco.

Los nuevos resultados de SPHERE, junto con los datos de otros telescopios como ALMA, están revolucionando la comprensión de los astrónomos sobre los entornos que hay alrededor de estrellas jóvenes y los complejos mecanismos implicados en la formación de planetas.

Nuevas imágenes del instrumento SPHERE, instalado en el Very Large Telescope de ESO, nos muestran, con más detalle que nunca, los discos polvorientos que hay alrededor de estrellas jóvenes. Estos presentan una extraña variedad de formas, tamaños y estructuras, incluyendo los efectos de lo que probablemente sean planetas aún en formación.

Crédito:ESO

ESO

Fuente: http://elblogantares.blogspot.com.es/2018/04/sphere-revela-una-fascinante-coleccion.html