The proton shrinks in size

Measurements with lasers have revealed that the proton may be a touch smaller than predicted by current theories.PSI / F. Reiser

Tiny change in radius has huge implications.

Geoff Brumfiel

The proton seems to be 0.00000000000003 millimetres smaller than researchers previously thought, according to work published in today's issue of Nature¹.
The difference is so infinitesimal that it might defy belief that anyone, even physicists, would care. But the new measurements could mean that there is a gap in existing theories of quantum mechanics. "It's a very serious discrepancy," says Ingo Sick, a physicist at the University of Basel in Switzerland, who has tried to reconcile the finding with four decades of previous measurements. "There is really something seriously wrong someplace."
Protons are among the most common particles out there. Together with their neutral counterparts, neutrons, they form the nuclei of every atom in the Universe. But despite its everday appearance, the proton remains something of a mystery to nuclear physicists, says Randolf Pohl, a researcher at the Max Planck Institute of Quantum Optics in Garching, Germany, and an author on the Nature paper. "We don't understand a lot of its internal structure," he says.
From afar, the proton looks like a small point of positive charge, but on much closer inspection, the particle is more complex. Each proton is made of smaller fundamental particles called quarks, and that means its charge is roughly spread throughout a spherical area.
Physicists can measure the size of the proton by watching as an electron interacts with a proton. A single electron orbiting a proton can occupy only certain, discrete energy levels, which are described by the laws of quantum mechanics. Some of these energy levels depend in part on the size of the proton, and since the 1960s physicists have made hundreds of measurements of the proton's size with staggering accuracy. The most recent estimates, made by Sick using previous data, put the radius of the proton at around 0.8768 femtometres (1 femtometre = 10^-15 metres).

Small wonder

Pohl and his team have a come up with a smaller number by using a cousin of the electron, known as the muon. Muons are about 200 times heavier than electrons, making them more sensitive to the proton's size. To measure the proton radius using the muon, Pohl and his colleagues fired muons from a particle accelerator at a cloud of hydrogen. Hydrogen nuclei each consist of a single proton, orbited by an electron. Sometimes a muon replaces an electron and orbits around a proton. Using lasers, the team measured relevant muonic energy levels with extremely high accuracy and found that the proton was around 4% smaller than previously thought.

That might not sound like much, but the difference is so far from previous measurements that the researchers actually missed it the first two times they ran the experiment in 2003 and 2007. "We thought that our laser system was not good enough," Pohl says. In 2009, they looked beyond the narrow range in which they expected to see the proton radius and saw an unmistakable signal.
"What gives? I don't know," says Sick. He says he believes the new result, but that there is no obvious way to make it compatible with years of earlier measurements.
"Something is missing, this is very clear," agrees Carl Carlson, a theoretical physicist at the College of William & Mary in Williamsburg, Virginia. The most intriguing possibility is that previously undetected particles are changing the interaction of the muon and the proton. Such particles could be the 'superpartners' of existing particles, as predicted by a theory known as supersymmetry, which seeks to unite all of the fundamental forces of physics, except gravity.
But, Carlson says, "the first thing is to go through the existing calculations with a fine-toothed comb". It could be that an error was made, or that approximations made in existing quantum calculation simply aren't good enough. "Right now, I'd put my money on some other correction," he says. "It's also where my research time will be going over the next month." 

• References

  1. Pohl, R. et al. Nature 466, 213-217 (2010). | Article | ChemPort |
  
  

 Fuente: /www.nature.com/

The Higgs Mass From The Four-Colour Theorem

We show that the mathematical proof of the famous four color theorem yields a perfect interpretation of the Standard Model of particle physics. One of the main applications of the proof is that we are able to calculate and predict the mass of the Standard Model Higgs Boson as described by Veltman and 't Hooft. The Higgs boson mass turns out to be M_H⁰~ 126 GeV (A. Dharwadker and V. Khachatryan, Higgs Boson Mass predicted by the Four Color Theorem (2009), arXiv:0912.5189 [gen-ph] ). Let us describe the way in which we obtained this remarkable result, which is likely to be verified experimentally with the discovery the Higgs Boson at Tevatron and/or LHC in the near future, given the recent promising developments. The current experimental constraint on the existence of the Higgs boson is found to be in the energy realm from ~ 114 to 160 GeV. There is also a small possibility of its existence in the 170-185 GeV range, nevertheless, the lower energies are far more probable. In this brief note, we will not go into the complicated mathematical structure of our approach, instead we will attempt to show only the main steps which brought us to the conclusion that M_H⁰ should be about 126 GeV.

The four color theorem arises as a fundamental problem in topology when the surface of a sphere or plane is partitioned into finitely many contiguous regions called a map. Two regions in the map are considered adjacent if they share a whole segment of their boundaries in common. The theorem states that the regions of any such map can always be colored by using at most four different colors, so that no two adjacent regions have the same color. It can be stated formally as follows:
For any subdivision of the plane or the surface of a sphere into finitely many non-overlapping regions, it is always possible to mark each of the regions with one of the colors 0, 1, 2, 3 in such a way that no two adjacent regions receive the same color.
The theorem was first conjectured by Möbius in 1840, later by DeMorgan and the Guthrie brothers in 1852, and by Cayley again in 1878. It remained one of the most celebrated and long outstanding conjectures in mathematics after many mathematicians tried to prove it for over a century. The conjecture was finally verified, using an extensive computer search for potential
counter-examples by Appel and Haken in the 1970's. However, this computer verification cannot be checked by humans, even in principle. In 2000, the theorem was proved mathematically by Dharwadker using algebraic and topological methods. It is a standard mathematical proof and can be verified by hand (A. Dharwadker, A New Proof of the Four Colour Theorem (2000), http://www.dharwadker.org/). That mathematical proof of the four color theorem has a rich topological and algebraic structure and its most important and fundamental application is a physical interpretation of the proof which directly implies the existence of the Standard Model of elementary particles (A. Dharwadker, Grand Unification of the Standard Model with Quantum Gravity (2008), http://www.dharwadker.org/standard_model/) .
The steps of the proof enable us to construct a specific type of Riemann surface (which is a mathematical construction based on the complex plane) and particle frame which forms the gauge. Then on this basis it is possible to specify well-defined rules in order to match the Standard Model in a one-to-one correspondence with the topological and algebraic structure of the particle frame. This correspondence is exact - it only allows the particles and force fields to have the observable properties of the Standard Model, giving us a Grand Unified Theory.

In order to exhibit how we obtain the one-to-one correspondence of the particle frame with the Standard Model, we start from the fact that the quantum-mechanical behavior of a free particle is completely described by its wave function, which is a solution of the relativistic Schrödinger wave equation. We show initially that this wave equation is sufficient to describe all the particles of the Standard Model on the particle frame. At each point (x, y, z, t) of space-time, the value of the wave function corresponds to a point on the boundary of a disc D centered at the origin of the complex plane C. The disc D may be oriented in two ways, clockwise or counter-clockwise depending on whether we select the normal vector according to the right-hand or left-hand rule. We call D a Schrödinger disc. According to the proof of the four color theorem, we select a specific map m(4) inside the disc. The regions of the map are partitioned into four equivalence classes that form the cyclic group {0, 1, 2, 3} under addition modulo 4, according to the color 0 (blue), 1 (yellow), 2 (green) or 3 (red) each region receives. In figure 1 below we show the map m(4) inside the Schrödinger disc D.



We now construct the Riemann surface which consists of 24 copies of oriented Schrödinger discs containing the map m(4) as shown below in figure 2. This Riemann surface is orientable since every orientation of a disc is carried over to the disc next to it.


We define all the particles of the Standard Model by selecting certain regions (or their topological intersections) on this Riemann surface, in which context it is called a particle frame. Particle frames associated with space-time points constitute a vector bundle in mathematical terminology, and a section of the vector bundle, i.e. a particle frame at a space-time point, is called a gauge in the physics terminology. Thus, physical symmetries associated with sets of particles defined on a particle frame correspond to gauge transformations. The particle frame provides the general mathematical framework from which all the particles of the Standard Model will be defined, together with their basic physical properties: spin, charge and mass. Here we wish to describe our rules for matching the Standard Model in a one-to-one correspondence with the topological and algebraic structure of the particle frame.

• The Fermion Selection Rule. Distinct particle frames with fermions defined on them cannot be superposed at a point in space-time because of the Pauli exclusion principle. A fermion-type particle will be selected from the particle frame as follows. First select a disc out of the 24 discs and then select a region of the map on that selected disc. In this way,
  there are two types of fermions and each type comes in three generations. Each generation consists of one lepton doublet and one quark doublet, as in the Standard Model.
• The Boson Selection Rule. Many distinct particle frames with bosons defined on them can be superposed at a point in space-time, since the Pauli exclusion principle does not apply to the bosons. A boson-type particle will be selected from the particle frame as follows. First select a pair of fermion-type particles from the 24 discs (with selected regions of the
  same color respectively) such that the two discs have an intersecting boundary (a ray on the particle frame). Then select another pair of fermion-type particles with selected regions of the same color as before, however, in such a way that the corresponding ray on the particle frame is distinct. Thus, we may select the boson-type particle by choosing a pair of rays on the particle frame with a particular color. In particular, two pairs of fermion-type particles that define a boson are interpreted as creation and annihilation operators during interactions in which the boson is exchanged.
• The Higgs Selection Rule. A Higgs-type particle is a scalar boson, i.e., it does not select a preferred direction in space like a vector boson. It is selected as the intersection of all 24 discs of the particle frame. This is the central point in our construction of the Riemann surface, and this selection of the Higgs-type particle is unique. The origins of the
  upper and lower sheets of the Riemann surface are interpreted as forming a Cooper pair and the Higgs particle undergoes Bose condensation, plunging into the lowest energy state possible.
• The Spin Rule. The particle frame consists of four half-surfaces: the upper half of the upper sheet; the lower half of the upper sheet; the upper half of the lower sheet; the lower half of the lower sheet. Given a particle as a selection S of the intersection of a set of discs or as a pair of rays, count the number n of half-surfaces of the particle frame that intersect with a whole segment of S. Define s = n/2 to be the spin of a particle. We use this rule to explicitly calculate the spin of all the fermions and bosons on the particle frame.
• The Electric Charge Rule. We first associate each color with a unique absolute value of the electric charge according to the scheme: 0 (blue)  →  0, 1 (yellow)  →  1/3, 2 (green)  → 2/3 and 3 (red)  →  1. The labeling scheme for the signs has the following representation: the upper half of the upper sheet has a + sign; the lower half of the upper sheet has a - sign; the upper half of the lower sheet has a - sign; the lower half of the lower sheet has a + sign. Given a particle as a selection S of the intersection of a set of discs or of a pair of rays, assign a signed electric charge to a particle according to this scheme. This is defined to be the electric charge of the particle. We use this rule to calculate the electric charge of all the fermions and bosons on the particle frame.

The other rules may be briefly mentioned here: the weak isospin rule, the strong (color) charge rule, the mass rule, the equivalence rule, the antiparticle rule, the helicity rule and the CP transformation rule. We stress the importance of the mass rule by means of which we assign the
rest mass of each particle of the Standard Model matched onto the particle frame. Finally, incorporating all the above rules we have:

• The Standard Model Completion Rule. If all the particle frames corresponding to all particles in the universe were to be superimposed (hypothetically, of course) then the fermions and bosons should fit together perfectly according to the above rules, forming the complete Standard Model on the particle frame. The discs 1, ..., 24 of the particle frame represent the Schrödinger discs of the 24 distinct spin 1/2 fermions ν_e, ν_μ, ν_τ, t, c, u,
  e, μ, τ, b, s, d, ν_e, ν_μ, ν_τ, t, c, u, e, μ, τ, b, s, d in the Standard Model, respecting all the above rules as shown in figure 3(a) below. There cannot be any other fermions in our mathematical construction of the Standard Model. Also, each of the 24 pairs of rays of the particle frame represent four Schrödinger discs of a unique boson in the Standard Model: the photon γ (spin 1), the three vector bosons W⁺, W^-, Z⁰ (spin 1), the gluon A_S (spin 1) and the graviton g (spin 2), respecting all the above rules as shown in the figure 3(b)
  below. The branch point in the center of the particle frame represents the Higgs boson H⁰ (spin 0). There cannot be any other bosons in our mathematical construction of the Standard Model.

We briefly note that it is also possible to obtain the values of the Weinberg and Cabibbo angles on the particle frame. The Weinberg angle Θ_W is a parameter that gives a relationship between the masses of the W⁺, W^-, Z⁰ bosons as well as the ratio of the weak Z⁰ mediated interaction, called its mixing. In our model, the components of the weak Z⁰ field mix with the components of the weak W⁺, W^- fields and the angle subtended by the mixing Schrödinger discs on the particle frame is exactly π/6 radians or 30 degrees, as shown in figure 4 below.


Hence, Θ_W = 30 degrees on the particle frame. This is in good agreement with the SLAC experiment, which estimates sin²Θ_W = 0.2397, i.e. Θ_W = 29.3137 degrees (this is a "running" value, depending on the momentum at which it is measured, with a significance of 6 standard deviations). The Weinberg angle is a measure of the strength of the weak force on the particle frame. For the Cabibbo angle we calculate the value θ_C = (4/9)Θ_W ~ 13.33 degrees, which is proportional to the strength of the weak force on the particle frame.

Finally, we show how the mass of the Standard Model Higgs Boson H⁰ can be calculated on the particle frame by using the above rules. By the Higgs Selection Rule, the Higgs particle is given as the intersection of all 24 discs of the particle frame. We may regard the Higgs particle as
the intersection of the discs 1,...,12 of the upper sheet (the origin of the upper sheet), and the Higgs antiparticle as the intersection of the discs 13,...,24 of the lower sheet (the origin of the lower sheet). However, the Higgs particle and antiparticle are identified as the branch point
of the Riemann surface. These 24 discs together represent the Schrödinger discs corresponding to the Higgs field and the blue branch point at the center represents the Higgs particle on the particle frame as shown below in figure 5.


Thus, by the Higgs Selection Rule, the Higgs particle is a scalar boson. Furthermore, by the Spin Rule, the spin of the Higgs boson is 0; by the Electric Charge Rule, its electric charge is 0, by the Weak Isospin Rule, its weak isospin is 0; and by the Strong Charge Rule, its strong charge
is neutral with N_c = 1.
The Higgs boson has not been observed yet but it is an inevitable consequence of the Higgs-Kibble mechanism, whereby it attributes mass to all particles of the Standard Model, including itself. The Higgs Selection Rule and the Mass Rule give the following mechanism for obtaining the mass value of H⁰. Since the Higgs particle/antiparticle will be identified (as a Cooper pair), their combined mass would then be the sum of the masses of all the bosons defined on the particle frame. However, note that only the rest masses of the three gauge vector bosons W⁺, W^- and Z⁰ contribute to the sum because all the other bosons are massless. Thus, we can have all types of bosons superposed on a single particle frame, and the single Cooper pair of the Higgs particle/antiparticle must be able to attribute energy/rest mass to all types of bosons on this particle frame, by the Higgs-Kibble mechanism.
The particle frames of the bosons can be superposed at a point in space-time because they follow the Bose-Einstein statistics. Hence, this Cooper pair must have at least enough energy to attribute the sum of the rest masses of all types of bosons defined on the particle frame. On the other hand, the most important property of Bose condensation is that the Cooper pair of the Higgs particle/antiparticle must have minimum energy, so it can have at most the energy required to attribute the sum of the rest masses of all types of bosons defined on the particle frame. This must be the lowest energy state possible for the Higgs boson when it undergoes Bose condensation. Summarizing all these facts, we obtain the formula for the Higgs boson mass defined on the particle frame as follows:



The Higgs boson mass value M_H⁰ ~ 126 GeV results from the currently best known experimental mass values of the three gauge vector bosons from the Particle Data Group. In conclusion, we would like to emphasize that we have calculated the mass of the Higgs boson from the above formula by taking into account the whole topological and algebraic structure of the Riemann surface, the particle frame and the proof of the four color theorem.

Fuente:/www.science20.com


Ashay Dharwadker
is the founder and director of the Institute of Mathematics, Gurgaon, India.
He is interested in fundamental research in mathematics, particularly in algebra, topology, graph theory and their applications to computer science and high energy physics. Based upon the new proof of the four color theorem, he has developed a grand unified theory for the Standard Model and gravitation. In particular, this leads to a mathematically precise prediction of the Higgs boson mass.
Vladimir Khachatryan is a member of the Institute of Mathematics, Gurgaon, India and a PhD student at the Department of Physics and Astronomy, State University of New York, Stony Brook, USA. With an academic background in astrophysics, he currently works in the field of high energy nuclear theory, in an attempt to explain the experimental data revealed at RHIC and LHC. He is also interested in particle physics, especially in problems related to the Standard Model and beyond. In this guest post, Vladimir explains the reasoning behind the theory Ashay and him have developed. Beware: the mathematics is not for everybody; still, I believe this article was well worth the attention of the more knowledgeable among you here... 

Telescopio de la NASA encuentra las esquivas buckybolas en el espacio

Los astrónomos que usan el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA han descubierto moléculas de carbono, conocidas como “buckybolas”, en el espacio por primera vez. Las buckybolas son moléculas en forma de balón de fútbol que se observaron por primera vez en el laboratorio hace 25 años.

Se conocen así porque recuerdan a las cúpulas geodésicas del arquitecto Buckminster Fuller, que tienen círculos entrelazados en la superficie de una esfera parcial. Las buckybolas se pensaba que flotaban por el espacio, pero habían esquivado su detección hasta el momento.

“Encontramos lo que ahora son las moléculas más grandes conocidas en el espacio”, dice el astrónomo Jan Camide la Universidad de Ontario Occidental en Canadá, y el Instituto SETI en Mountain View, California. “Estamos particularmente emocionados debido a que tienen propiedades únicas que las hacen importantes para todo tipo de procesos químicos y físicos que tienen lugar en el espacio”. Cami es el autor de un artículo sobre el descubrimiento que aparece on-line en la edición del jueves de la revista Science.

Las buckybolas están hechas de 60 átomos de carbono ordenados en estructuras esféricas tridimensionales. Sus patrones alternativos de hexágonos y pentágono encajan con una pelota de fútbol típica blanca y negra. El equipo de investigación también encontró a los parientes alargados de las buckybolas, conocidas como C70, por primera vez en el espacio. Estas moléculas constan de 70 átomos de carbono y tienen forma de una pelota de rugby. Ambos tipos de moléculas pertenecen a una clase oficialmente conocida como buckminsterfullerenos, o fullerenos.

El equipo de Cami encontró inesperadamente las bolas de carbono en una nebulosa planetaria conocida como Tc 1. Las nebulosas planetarias son restos de estrellas, como el Sol, que se desprendieron de sus capas exteriores de gas y polvo conforme envejecían. Una estrella compacta y caliente, o enana blanca, en el centro de una nebulosa ilumina y calienta estas nubes de material del que se han despojado.

Las buckybolas se encontraron dentro de esas nubes, tal vez reflejando una etapa corta en la vida de la estrella, cuando se desprende de grandes cantidades de material rico en carbono. Los astrónomos usaron el instrumento de espectroscopía de Spitzer para analizar la luz infrarroja de la nebulosa planetaria y ver la forma espectral de las buckybolas. Estas moléculas están aproximadamente a temperatura ambiente – la temperatura ideal para emitir patrones distintivos de luz infrarroja que Spitzer puede detectar. De acuerdo con Cami, Spitzer miró al lugar adecuado en el momento adecuado. Dentro de un siglo, las buckybolas pueden estar demasiado frías para ser detectadas.

Los datos de Spitzer se compararon entonces con datos de medidas de laboratorio de las mismas moléculas y mostraron un encaje perfecto.

“No planeamos descubrir esto”, dice Cami. “Pero cuando vimos estas fantásticas firmas espectrales, supimos inmediatamente que estábamos viendo una de las moléculas más buscadas desde hace tiempo”.

En 1970, el profesor japonés Eiji Osawa predijo la existencia de las buckybolas, pero no se observaron en experimentos de laboratorio hasta 1985. Los investigadores simularon las condiciones en las atmósferas de estrellas gigantes viejas ricas en carbono, en las que se habían detectado cadenas de carbono. Sorprendentemente, estos experimentos dieron como resultado la formación de grandes cantidades de buckminsterfullerenos. Las moléculas se han encontrado desde entonces en la Tierra en las cenizas de velas, capas de ropa y meteoritos.

El estudio de los fullerenos y sus parientes ha crecido hasta convertirse en un animado campo de investigación debido a la fuerza única de las moléculas y sus excepcionales propiedades físicas y químicas. Entre las potenciales aplicaciones están escudos, administración de fármacos y tecnologías superconductoras.

Sir Harry Kroto, que compartió el Premio Nobel de Química de 1996 junto a Bob Curl y Rick Smalley por el descubrimiento de las buckybolas, dijo: “Este apasionante avance proporciona pruebas sólidas que de las buckybolas han existido, como he sospechado desde hace tiempo, desde tiempos inmemoriales en los oscuros rincones de nuestra galaxia”.

Anteriores búsquedas de buckybolas en el espacio, en particular alrededor de estrellas ricas en carbono, no tuvieron éxito. Se presentó hace 15 años un caso prometedor para su presencia en las tenues nubes entre estrellas, usando observaciones en longitudes de onda ópticas. El hallazgo está esperando confirmación de datos de laboratorio. Más recientemente, otro equipo de Spitzer informó de evidencias de buckybolas en un tipo de objeto distinto, pero las firmas espectrales que observaron estaban contaminadas en parte por otras sustancias químicas.

Fuente: www.cienciakanija.com 

¡¡Expulsada de nuestra galaxia!!

Hace cien millones de años, cuando un sistema estelar triple viajaba a través del bullicioso centro de la Vía Láctea, sucedió algo que cambió su historia para siempre. El trío pasó tan cerca del gran agujero central de nuestra galaxia que éste capturó a uno de sus tres miembros y expulsó violentamente a los otras dos. Víctimas del tremendo empujón, las dos estrellas supervivientes se fusionaron, dando lugar a una nueva, enorme y supercaliente gigante azul que ahora escapa de nuestra galaxia a más de 2,5 millones de km por hora.



La historia parece sacada de la ciencia ficción, pero un equipo de astrónomos de la NASA, utilizando el Telescopio Espacial Hubble, ha llegado a la conclusión de que es precisamente éste el escenario más probable para explicar el origen de la estrella HE 0437-5439, una de las más veloces jamás detectadas por el hombre. De hecho, cruza el espacio a una velocidad de más de dos millones y medio de km por hora, tres veces más rápido que la velocidad orbital de nuestro Sol alrededor de la Vía Láctea. Las observaciones del Hubble confirman que este auténtico bólido estelar procede del centro galáctico.

Desde el año 2005, se han encontrado ya hasta 16 estrellas viajando a hipervelocidad, y desde entonces se cree que todas proceden de las regiones centrales de la Vía Láctea, aunque este extremo nunca ha podido probarse. Hasta ahora. HE 0437-5439 es la primera estrella de estas características que se observa directamente, logrando establecer sin lugar a dudas su procedencia.



"Utilizando el Hubble - asegura el astrónomo Warren Brown, del Centro Harvard Smithsonian de Astrofísica de Cambridge, en Massachussetts- hemos logrado por primera vez calcular el lugar del que procede la estrella, observando su sentido de movimiento y dando marcha atrás. Y procede directamente del centro de la Vía Láctea. Estas estrellas exiliadas son muy raras entre la población de cien mil millones de estrellas de nuestra Vía Láctea: sólo una de cada cien millones de convierte en una estrella hiperveloz".

El movimiento de estas estrellas sueltas puede ayudar a revelar la forma en que se distribuye la materia oscura alrededor de nuestra galaxia. "Estudiando estas estrellas podemos aprender mucho sobre la naturaleza de la masa del Universo que no podemos ver y eso nos ayudará a comprender cómo se formaron las galaxias", sentencia Oleg Gnedin, el director del equipo de astrónomos que ha realizado las observaciones. "El empujón gravitatorio propinado por la materia oscura -añade- puede ser medido a partir de la forma de las trayectorias de estas estrellas hiperveloces cuando salen de la Vía Láctea".

El nuevo vagabundo espacial cruza actualmente las lejanas zonas exteriores de la Vía Láctea, a cerca de 200.000 años luz de su centro. El diámetro del disco galáctico tiene cerca de la mitad de tamaño, unos 100.000 años luz. Utilizando el Hubble para medir la dirección de fuga de esta estrella, los astrónomos han logrado determinar la región concreta de la que procede. Y ese lugar es el mismísimo centro de la galaxia.

"La estrella está viajando a una velocidad absurda, mucho más del doble de lo que necesita para escapar del campo gravitatorio de la galaxia -explica Brown, considerado uno de los mayores "cazadores" de estrellas hiperveloces-. No existen estrellas que viajen tan rápido bajo circunstancias normales".

Pero esta historia no termina aquí. Según su velocidad y posición, HE 0437-5439 debería haber tardado unos cien millones de años para llegar desde el centro de la galaxia hasta su posición actual. Pero su masa (unas nueve veces la del Sol) y su intenso color azul indican que no lleva brillando más de veinte millones de años. Demasiado joven para haber hecho un viaje tan largo.



Por eso, la explicación que mejor encaja con las observaciones es que la estrella formara parte de un sistema estelar triple que se vio envuelto en una especie de inmensa partida de billar cósmico jugada por el monstruoso agujero negro central de la Vía Láctea. En efecto, ese agujero negro es el único "vecino" con la fuerza suficiente como para dar a la estrella semejante velocidad de escape.

Brown sugiere que el sistema triple de estrellas original contenía una pareja de estrellas que orbitaban muy cerca la una de la otra. Y un tercer miembro que se mantenía algo más distante. Al pasar cerca de él, el agujero negro absorbió a esta tercera estrella, alejándola del grupo y provocando así la violenta expulsión de las otras dos. Bajo estas condiciones, y sin el contrapeso gravitatorio de la tercera compañera, la más grande de las dos estrellas restantes evolucionó más rápidamente, se convirtió en una gigante roja y absorbió literalmente a su compañera más pequeña. La fusión de ambos astros dio lugar a la gigante azul que podemos ver hoy.

Una gigante que está abandonando ya el territorio de nuestra galaxia y cuyo destino será brillar en solitario y en medio de un inmenso espacio vacío.

Fuente:  /www.abc.es/blogs/nieves/

De Jose Manuel Nieves (el 22/07/2010 a las 17:48:04, en Ciencia)

Descubierta una estrella monstruosa

Con 300 veces la masa del Sol, el astro rompe todos los récords y previsiones teóricas

La nebulosa Tarántula, donde está la estrella más masiva descubierta hasta ahora, vista con un telescopio de 2,2 metros de diámetro (izquierda) y con el VLT (centro y derecha) en las que se aprecia gran detalle- ESO/P.CROWTHER/C.J.EVANS

Una estrella de 300 veces la masa de nuestro Sol es algo no sólo nunca visto hasta ahora sino también completamente inesperado para los astrónomos, que estimaban el límite máximo de masa en unas 150 veces la solar. Pero la han encontrado. Todavía se la conoce sólo por su anodino nombre oficial, R136a, y la han localizado unos científicos en la nebulosa Tarántula, de la galaxia vecina Gran Nube de Magallanes, a unos 165.000 años luz de distancia de la Tierra. "La existencia de un monstruo así, millones de veces más luminoso que el Sol, y perdiendo peso por los intensos vientos estelares, puede ayudarnos a responder una pregunta clave. ¿Cómo de masivas pueden ser las estrellas?", explican los especialistas del Observatorio Europeo Austral (ESO), con cuyos telescopios VLT, en Chile, se ha descubierto esta superestrella.

Ilustración los tamaños comparativos de varios astros: desde una enana roja (la más pequeña, en naranja), una enana amarilla, como el Sol (en amarillo), una enana azul con ocho masas solares (azul claro) y la gigante de 300 masas solares (azul oscuro, al fondo).- ESO

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"A diferencia de los humanos estas estrellas [supermasivas] nacen con mucho peso y lo van perdiendo con la edad", comenta Paul Crowther, líder del equipo que ha hecho el descubrimiento. "Con poco más de un millón de años, el caso más extremo, R136a1, está ya en su mediada edad y ha sufrido un intenso adelgazamiento, perdiendo un quinto de su masa inicial en ese tiempo, lo que significa más de 50 veces la masa solar". Para tener una de la esperanza de vida de este monstruo, el Sol tiene unos 4.500 millones de años, y durará otros tantos. Por su masa llevan vidas diferentes y tendrán finales diferentes.
Los astros más masivos queman mucho combustible [hidrógeno], viven rápido y al final, cuando ya no queda con qué alimentar el reactor termonuclear de su interior colapsa por su propia gravedad y produce una explosión de supernova, dispersando ingentes cantidades de materia en su entorno. De la supernovas normales, queda al final un rescoldo que es una estrella de neutrones, superdensa, o incluso un agujero negro. Pero la existencia de estrellas tan masivas como R136a1 hace que los astrofísicos escuelen con la posibilidad de que se produzcan supernovas excepcionalmente brillantes que dispersen en la explosión toda su materia, sin restos, sin esos objetos exóticos que son las estrellas de neutrones o los agujeros negros. El Sol, sin embargo, y las estrellas de su tamaño, cuando se acabe el hidrógeno (convertido en helio) y se apague su reactor nuclear, sufrirá una expansión de sus capas exteriores, que se irán enfriándose y se convertirá en una gigante roja. a la larga sólo quedará en su lugar un rescoldo, una enana blanca.
Las estrella supermasivas son muy raras y sólo se forman en los conjuntos estelares más densos, por lo que identificarlas individualmente es muy difícil. Crowther (Universidad de Sheffield (Reino Unido) y sus colegas, se han centrado en su investigación en dos grupos de estrellas jóvenes: uno es RMC136a, en el que han identificado unas 100.000 estrellas incluido el superastro; el otro es NGC3603, situado a unos 22.000 años luz de la Tierra. Han encontrado varios astros con temperaturas superficiales superiores a los 40.000 astros, más de siete veces más calientes que el Sol y varios millones de veces más brillantes. Los análisis y comparaciones con modelos de formación y evolución estelar indican, según estos científicos que varias de las estrellas que han observado nacieron con masas superiores a 150 veces la solar, el considerado hasta ahora límite máximo. "Nuestro hallazgo apoya la idea de que debe haber un límite superior a la masa de una estrella, pero de momento lo hemos doblado, 300 masas solares, respecto al que se estimaba hasta ahora, de 150 masas solares", comenta Olivier Schnurr (Instituto de Astrofísica de Postdam, Alemania). Crowther considera que, de momento, será difícil batir su récord. El hallazgo se publica en la revista británica Monthly notices of the royal Astronomical Society.
En concreto R136a1, la más masiva hasta ahora, tiene una masa actualmente de 265 veces la del Sol pero debió naces con unas 320 masas solares. Si este superastro se pusiera en lugar del nuestro, lo superaría en brillo tanto como el Sol supera a la Luna, explica el ESO. ¿Cómo se ha podido formar un monstruo así? Los científicos tienen dudas: puede haber nacido así de masivo ya o puede ser producto de la fusión de otros astros más pequeños.
Crowther y sus colegas han realizado sus observaciones con el conjunto de grandes telescopios VLT (en Cerro Paranal, Chile), del ESO, y han combinado sus datos con los del archivo del Hubble.

Fuente: elpais.com

¿Cinco "partículas de Dios" en vez de una?

Después de todo, el bosón de Higgs, "la partícula de Dios", la que encierra el misterio de la masa del Universo, esa que los físicos buscan desde hace años y que se espera sea finalmente revelada por el gran acelerador de partículas LHC, podría no ser tan "única" como se pensaba. De hecho, la única explicación lógica para el último experimento realizado en el Tevatrón, el acelerador de partículas norteamericano del Fermilab, en Chicago, es que existan cinco, y no uno, tipos de bosón de Higgs diferentes.



En el experimento, realizado por el grupo DZero en el Tevatrón, se hicieron chocar protones y antiprotones. Y los resultados mostraron que de las colisiones había surgido mucha más cantidad de materia que de antimateria. Lo cual, por otra parte, parece algo lógico, y además consistente con lo sucedido durante el Big Bang, hace 13.700 millones de años, cuando nuestro Universo empezó a existir.

Sin embargo, la "ventaja" de la materia sobre la antimateria detectada por el grupo DZero durante su experimento es muy superior a la que se supone que se dio durante el Big Bang. Lo cual obliga a plantearse si existe algún tipo de "nueva física" aún por descubrir.

Si durante el Big Bang, cuando todo nuestro mundo no era más que una sopa de partículas enloquecidas chocando entre sí a causa de las altísimas temperaturas, se hubiera mantenido el equilibrio y de esas colisiones hubiera surgido la misma cantidad de materia que de antimateria, nuestro Universo, sencillamente, no existiría, ya que materia y antimateria, al juntarse, se anulan mutuamente. Por fortuna, nuestra propia existencia demuestra que durante el Big Bang se produjo un desequilibrio en favor de la materia. Por desgracia, la Física que intenta averiguar las razones de este "favoritismo", no tiene sentido.

Los físicos, entonces, empezaron a preguntarse si el Modelo Estándar, ese que clasifica y asigna un lugar y función concretos a cada una de las partículas que existen, no ocultará alguna clase de "sorpresa" aún no descubierta. Ahora bien, si eso es así. ¿Cómo debería ser esa "nueva física"? Los investigadores del Tevatrón, con su experimento, creen haber encontrado una solución. Una que apunta a la inquietante posibilidad de que existan hasta cinco tipos diferentes de bosón de Higgs: todos ellos con la misma masa, tres sin carga eléctrica alguna, otro con carga positiva y un último tipo, con carga negativa.

Los propios investigadores explican su idea: "en los modelos con más de un tipo de bosón de Higgs resulta fácil explicar los efectos observados en nuestro experimento. Lo que resulta complicado es que se produzcan esos efectos sin que resulte afectado nada más que lo que se está midiendo". O lo que es lo mismo, lo difícil es explicar la asimetría materia-antimateria sin que el resto del Modelo Estándar se derrumbe.

La investigación puede dar pistas y sugerir nuevos métodos que permitan "cazar" de una vez al Higgs y completar el Modelo Estándar. Aunque haya que hacer sitio para cinco nuevos socios en vez de para uno solo.

Fuente: www.abc.es/blogs/nieves

Encuentran la estrella ideal para un planeta que comience a albergar vida

Un equipo internacional liderado por investigadores del Instituto de Estudios Espaciales de Catalunya (CSIC) señala que las propiedades de la estrella k1 Ceti, con la misma edad que tenía el Sol cuando surgió la vida en la Tierra, podría ser la ‘perfecta anfitriona’ para un planeta que comenzara a albergar algún ser vivo. El estudio, que se publica esta semana en The Astrophysical Journal, podría ayudar a conocer cuál era la composición química de la atmósfera terrestre en sus primeras etapas.

Un equipo dirigido por Ignasi Ribas, astrofísico del Instituto de Estudios Espaciales de Catalunya (CSIC), ha analizado las propiedades de k1 Ceti (del griego, kappa1), una estrella de la constelación de La Ballena (Cetus), análoga al Sol en su juventud, y que podría ser la “perfecta anfitriona” para un planeta que comenzara a albergar vida.

El estudio de esta hermana pequeña del Sol, publicado en Astrophysical Journal, resulta fundamental para predecir con precisión cómo era la atmósfera de la Tierra temprana. La edad de la estrella estudiada es de 600 millones de años, la misma que tenía el Sol cuando se calcula que comenzó a surgir la vida en la Tierra hace 3900 millones de años.

“Es como disponer de una máquina del tiempo para viajar al momento en que los primeros organismos empezaban a poblar nuestro planeta. Para lograr esto, sería necesario encontrar planetas de tipo terrestre a su alrededor y estudiar su composición, pero estos no se han descubierto todavía”, explica Ribas.

La estrella k1 Ceti se puede observar desde la Tierra a simple vista, a unos 30 años luz. Se trata de una estrella casi idéntica al Sol pero que gira mucho más rápido sobre sí misma: nueve días frente a los 26 que tarda el Sol en dar una vuelta completa, lo que se interpreta como un signo de su juventud.

Los investigadores han hallado que k1 Ceti tiene una luminosidad de sólo un 70% de la que tiene en la actualidad el Sol, como la que tuvo el astro que ilumina la Tierra cuando era joven. Además, han descubierto que la juventud de la estrella lleva asociada una elevada actividad magnética, lo que hace que las radiaciones de alta energía (rayos X y ultravioleta) sean mucho más intensas.

Conocer mejor la atmósfera primitiva

“La estrella k1 Ceti emite hasta 10 veces más radiación ultravioleta que el Sol en la actualidad, lo que tiene una trascendencia para las atmósferas planetarias en forma de procesos fotoquímicos”, señala Ribas. Al tener una mayor emisión en el rango ultravioleta, el ritmo de fotodisociaciones de los compuestos químicos en la atmósfera de un posible planeta sería mayor. Estos procesos son necesarios para la generación de vida por medio de la creación de moléculas prebióticas.

El experto subraya: “El estudio de k1 Ceti resulta indispensable para saber cuál pudo ser la composición química de la atmósfera de la Tierra temprana. Aún no conocemos con precisión cual ha sido la evolución de la atmósfera terrestre a lo largo de los últimos 4400 millones de años”.

La estrella k1 Ceti puede proporcionar también pistas para resolver la paradoja del Sol joven tenue. Hace millones de años el Sol, con una luminosidad del 70% de la actual, no podría haber mantenido agua líquida en la superficie de la Tierra. Sin embargo, los estudios geológicos realizados demuestran lo contrario, es decir, que la Tierra nunca se congeló por completo, con excepción de la época de la glaciación que se produjo hace entre 2400 y 2100 millones de años.

Según indica el astrofísico, “con la intensidad solar de hace 3900 millones de años que sugiere el estudio de k1 Ceti y la concentración actual de gases de efecto invernadero, la superficie de la Tierra se encontraría completamente congelada, lo que contradice los estudios geológicos realizados hasta el momento”. Aunque existen diversas teorías que intentan explicar esta paradoja, todavía hoy no se ha podido resolver.

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Referencia bibliográfica:
I. Ribas, G. F. Porto de Mello, L. D. Ferreira, E. Hebrard, F. Selsis, S. Catalán, A. Garcés, J. D. do Nascimento Jr. y J. R. de Medeiros. “Evolution of the solar activity over time and effects on planetary atmospheres. II. kappa1 Ceti, an analog of the Sun when life arose on Earth”. The Astrophysical Journal, junio de 2010.

Fecha Original: 16 de junio de 2010
Enlace Original

Fuente: cienciakanija.com

Moléculas precursoras de la vida en el espacio

El astrónomo Rafael Bachiller nos desvela e interpreta las imágenes más espectaculares del Cosmos. Temas de palpitante investigación, aventuras astronómicas y novedades científicas sobre el Universo.

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Este espectro tomado por el telescopio espacial de infrarrojos HERSCHEL ilustra la variedad molecular existente en una nube interestelar como la de Orión. Agua, monóxido de carbono, metanol, formaldehído, cianuro de hidrógeno, óxidos de azufre y otras moléculas (de las cuales hay muchas aún sin identificar) dejan sus firmas inequívocas en la emisión del infrarrojo lejano que se origina en la nebulosa. El espectro se muestra superpuesto a una imagen (también infrarroja) tomada por el telescopio espacial Spitzer.

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El espectrómetro HIFI. | ESA y consorcio HIFI

Espectrómetro espacial

El espectro es uno de los primeros que obtuvo el instrumento HIFI (Heterodyne Instrument for the Far Infrared) a bordo del telescopio espacial HERSCHEL de la ESA.
Se trata de un espectrómetro de muy alta resolución que cubre las longitudes de onda entre 150 y 600 micras, y que ha sido construido por un consorcio internacional en el que participaron instituciones españolas (OAN-IGN y CAB-INTA, CSIC).

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El telescopio espacial Herschel. | ESA

El telescopio HERSCHEL fue lanzado con éxito el 19 de Mayo de 2009, pero al poco tiempo de su lanzamiento (en Agosto de 2009), HIFI tuvo un problema imprevisto y debió ser puesto fuera de servicio hasta que la ESA encontró una solución desde sus centros de control. A principios de 2010, el instrumento volvió a funcionar con normalidad, y tras un periodo de pruebas, se encuentra ahora realizando observaciones astronómicas a pleno rendimiento.

Moléculas interestelares

El espacio que media entre las estrellas no está vacío. En su seno se encuentran grandes masas de gas y polvo, denominadas 'nubes interestelares'. Los pequeños granos de polvo (material sólido) pueden apantallar muy eficientemente el campo de radiación ambiente y, gracias a ello, en el gas pueden ir formándose moléculas de cierta complejidad. La disciplina que estudia estos procesos se denomina Astroquímica y constituye una de las áreas más dinámicas de investigación de la Astronomía contemporánea.

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Ampliación de algunos detalles en el espectro HIFI de Orión.

Naturalmente la molécula interestelar más abundante es la del Hidrógeno (H2), a la que sigue (con una abundancia diez mil veces menor) el monóxido de carbono (CO). Aunque el medio interestelar se encuentra muy diluido, las largas escalas de tiempo cósmico hacen que muchas reacciones químicas puedan tener lugar, dando lugar a un gas de gran riqueza molecular.
La química interestelar se suele desencadenar con las muy eficientes reacciones de los iones (formados por el efecto de los rayos cósmicos) con moléculas o átomos neutros. Aunque mucho más lentas, también hay reacciones neutro-neutro que pueden llegar a ser muy importantes. Finalmente, los procesos químicos que tienen lugar sobre la superficie de los granos de polvo también contribuyen muy significativamente a la evolución química del medio.

Radiotelescopios: detectores de moléculas

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Radiotelescopio de Kilt Peak. | ARO, NRAO.

Se conocen hoy más de 120 especies moleculares diferentes en el espacio interestelar. Estas moléculas emiten radiación cuando cambian de estado de energía, y es esa radiación la que constituye los espectros de emisión que se detectan, sobre todo, en los dominios de ondas infrarrojas y de radio. La mayor parte de las moléculas se han detectado gracias a los radiotelescopios, sobre todo en ondas milimétricas (esto es, en ondas que son mil veces más cortas que las empleadas por las emisoras de radio FM).
Un pequeño radiotelescopio de 11 metros de diámetro (después aumentado a 12 m) en el Observatorio de Kitt Peak (Arizona, EEUU) fue el instrumento clave en el desarrollo de la astrofísica molecular. Con el se realizó el descubrimiento de docenas de moléculas interestelares en las décadas de los 1970 y 1980.

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A mediados de los 1980, tomó el relevo el gran radiotelescopio de 30-m del IRAM situado a casi 3.000 m de altitud en Pico Veleta (cerca de Granada). La constatación de la riqueza química existente en el espacio interestelar se considera uno de los mayores logros de la Radioastronomía.

Precursores de la vida

Particularmente interesantes son las moléculas orgánicas que se encuentran de manera generalizada en las nubes interestelares densas de nuestra Vía Láctea. Alcoholes, éteres, e incluso algún azúcar simple (como el glicoaldehído) poseen abundancias significativas en tales nubes.

Fórmula de la glicina.

La detección de la glicina, un aminoácido simple, en el espacio interestelar se viene intentando desde hace varios años. Pero aunque se tienen indicios muy positivos sobre su presencia en el espacio, su detección todavía ha de ser confirmada de manera inequívoca. La posibilidad de que existan aminoácidos en el espacio puede tener consecuencias de gran importancia para nuestra comprensión del origen de la vida. Aminoácidos simples, como la glicina, son los ladrillos con los se construyen las cadenas de proteínas y éstas, a su vez, son los constituyentes del ADN.
Hasta ahora se viene considerando que las condiciones necesarias para el desarrollo de la vida son extremadamente exigentes y que en la Tierra se da una larga y complicada serie de circunstancias que ha permitido el desarrollo de la vida. Sin embargo, si se confirmase la detección de aminoácidos interestelares, tendríamos que concluir que los procesos físicos más fundamentales para originar vida son extremadamente comunes, lo que sugeriría que podría crearse vida de manera generalizada en el Universo.
El estudio de la riqueza molecular interestelar y de los procesos químicos que regulan las abundancias de las moléculas puede ayudar a comprender el origen de la vida, y tiene por tanto una importancia crucial en Astrobiología.
El medio interestelar es un laboratorio único para el estudio de fenómenos químicos y prebióticos que suceden en condiciones físicas tan extremas (densidades y temperaturas muy bajas sometidas a intensos baños de radiación) que son difícilmente reproducibles en los laboratorios terrestres. Y el telescopio espacial HERSCHEL equipado con su espectrómetro HIFI es un instrumento sobresaliente para realizar diagnósticos físico-químicos en tal laboratorio.

También interesante

• Las primeras moléculas detectadas en el espacio interestelar fueron los radicales metino (CH) y cianuro (CN), ambos altamente reactivos. La primera detección se realizó hacia 1940 mediante espectroscopía óptica. La identificación de la primera molécula en ondas de radio (el radical OH) se obtuvo en 1963.
• Algunas moléculas interestelares (como el agua) emiten una intensa radiación coherente conocida como máser, equivalente en microondas a la radiación láser.
• El telescopio espacial de infrarrojos de la ESA fue denominado HERSCHEL en honor de William Herschel (1738-1822), uno de los mayores astrónomos de la historia y descubridor de la radiación infrarroja procedente del Sol.

Fuente: elmundo.es

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Rafael Bachiller es director del Observatorio Astronómico Nacional ( Instituto Geográfico Nacional).

Un quinteto de cuatro galaxias

El astrónomo Rafael Bachiller nos desvela e interpreta las imágenes más espectaculares del Cosmos. Temas de palpitante investigación, aventuras astronómicas y novedades científicas sobre el Universo.

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Una coincidencia hace que estas cinco galaxias de la constelación de Pegaso aparezcan como un quinteto. En realidad, la galaxia azulada situada en la parte superior izquierda de la imagen está a una distancia de tan sólo 40 millones de años de luz, mientras que las otras cuatro se encuentran próximas entre sí, a una distancia de unos 300 millones de años luz. Este cuarteto sí que constituye un agrupamiento físico real en el que las interacciones mutuas causan deformaciones y desgarramientos en cada una de las galaxias individuales.

Visible e infrarrojo desde el espacio

Esta imagen fue obtenida poco después de que los astronautas a bordo del transbordador espacial Atlantis actualizasen y mejorasen los detectores del telescopio espacial Hubble (la reparación tuvo lugar en el mes de mayo de 2009). La imagen es la composición de varias imágenes individuales tomadas con filtros visibles e infrarrojos.

Una galaxia próxima y enana

En la galaxia azulada (denominada NGC7320), por ser la más próxima a la Tierra, es posible distinguir innumerables estrellas individuales, muchas son estrellas muy jóvenes formadas en el disco de la galaxia, son estas estrellas las que proporcionan el color azulado predominante. Aunque el tamaño aparente de esta galaxia es parecido a los de las otras dos grandes del 'quinteto', la realidad es que NGC7320 es una galaxia enana con un diámetro lineal unas 8 veces menor que el de la otra gran galaxia observada a la derecha de la imagen.

Un cuarteto en interacción

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Ondas de choque en el Quinteto | Spitzer telescope (NASA) & Calar Alto Obs. (MPG)

Las otras cuatro galaxias son mucho más rojizas, posiblemente debido a que sus estrellas son más evolucionadas en término medio que las de NGC7320. Esas cuatro galaxias están demasiado lejanas y no es posible distinguir estrellas individuales, los 'puntos' brillantes representan aquí grandes cúmulos estelares.
La galaxia en la parte superior derecha de la imagen (NGC7319) tiene unos brazos espirales bien desarrollados y una prominente barra central. Las dos galaxias del centro de la imagen (NGC7318A y NGC7318B) tienen sus núcleos muy próximos y sus estructuras espirales se encuentran confundidas. La interacción entre estas galaxias crea grandes filamentos de gas y polvo en los que se forman estrellas nuevas y origina violentas ondas de choque que se propagan por el medio intergaláctico.
Especialmente interesante es el filamento a la derecha de este par, que aparentemente no está incluido en ninguna de las galaxias, en el que se observan puntos brillantes azulados, se trata de grandes cúmulos de estrellas muy jóvenes.
Finalmente, la galaxia en la parte inferior izquierda de la imagen (NGC7317) es una galaxia elíptica que todavía no ha sido fuertemente afectada por los fenómenos de interacción.

Grupos de Hickson

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El grupo compacto de Hickson HCG87 | NASA, ESA, HST, Hunsberger et al.

Este quinteto es el prototipo y el más estudiado del centenar de grupos compactos de galaxias catalogados por el astrónomo Paul Hickson en 1982, los cuales son conocidos como 'grupos compactos de Hickson'. Por ello, otra designación del Quinteto de Stephan es 'HCG92' (el objeto número 92 del catálogo de Hickson).
Los grupos compactos de Hickson son subconjuntos dentro de mayores asociaciones o cúmulos de galaxias. La evolución de un grupo compacto está determinada por las interacciones gravitacionales entre las galaxias. Tales interacciones son la causa de los grandes filamentos y otras distorsiones morfológicas que se observan en la mayor parte de los grupos. La atracción gravitacional entre galaxias también desencadena la formación de brotes de formación estelar y núcleos activos en algunos miembros de los grupos.

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El grupo compacto de Hickson HCG31 | NASA, ESA, HST

Se piensa que el destino final de muchos de estos grupos es el mezclado paulatino entre sus diferentes galaxias individuales, lo que puede dar lugar a una única macro galaxia muy distorsionada y con múltiples núcleos.

También interesante

• El quinteto de Stephan se llama así en honor del astrónomo francés Édouard Stephan (1837-1923) que fue quien lo descubrió en 1877 desde el Observatorio de Marsella.
• Debido a la expansión del Universo, las galaxias más lejanas se alejan de nosotros a velocidades progresivamente más altas. NGC7320, la galaxia azulada y más próxima se aleja de nosotros a una velocidad de unos 800 km/s, mientras que el grupo de las cuatro restantes se alejan a una velocidad 8 veces más alta, esto es, unos 6400 km/s.
• El estudio y modelización de las interacciones gravitacionales de los grupos de Hickson demuestra que, junto con la materia ordinaria observada, tales grupos deben contener grandes cantidades de materia oscura (de naturaleza desconocida). Esta materia oscura es lo que determina la evolución dinámica de los grupos.

Fuente: elmundo.es

La Tierra y la Luna se formaron después de lo que se pensaba

Foto: NASA

MADRID, 7 Jun. (EUROPA PRESS) -

La Tierra y la Luna fueron creadas como resultado de una colisión gigante entre dos planetas del tamaño de Marte y Venus. Hasta ahora se pensaba que sucedió cuando el Sistema Solar tenía unos 30 millones de años o aproximadamente hace 4.537 millones de años. Pero la nueva investigación del Instituto Niels Bohr muestra que la Tierra y la Luna deben haberse formado mucho más tarde, quizás hasta 150 millones de años después de la formación del sistema solar. Los resultados de la investigación han sido publicados en la revista científica Earth and Planetary Science Letters.

“Hemos determinado las edades de la Tierra y la Luna usando isótopos de tungsteno, que puede revelar si los núcleos de hierro y sus superficies de piedra fueron mezclados durante la colisión”, explica Tais W. Dahl, que realizó la investigación como proyecto de su tesis en Geofísica en el Instituto Niels Bohr en la Universidad de Copenhague en colaboración con el profesor David J. Stevenson, del Instituto de Tecnología de California (Caltech).

Los planetas del sistema solar fueron creados por las colisiones entre planetas enanos pequeños en órbita alrededor del Sol recién nacido. En las colisiones, los planetas pequeños se funden y forman planetas más grandes y más grandes. La Tierra y la Luna son el resultado de una colisión entre dos gigantescos planetas del tamaño de Marte y Venus. Los dos planetas chocaron en un momento en que ambos tenían un núcleo de metal (hierro) y un manto de silicatos que los rodea (roca).

¿Pero cuándo y cómo sucedió? La colisión tuvo lugar en menos de 24 horas y la temperatura de la Tierra fue tan alta (7000º C), que tanto roca como metal se fundieron en la turbultena colisión. ¿Pero se mezclaron también entre sí las masas de piedra y hierro?

La edad de la Tierra y la Luna se puede fechar mediante el examen de la presencia de ciertos elementos en el manto terrestre. Hafnio-182 es una sustancia radiactiva, que se descompone y se convierte en el isótopo de tungsteno-182. Los dos elementos tienen propiedades químicas muy diferentes y, aunque los isótopos de tungsteno prefieren adherirse a los metales, los de hafnio prefiere los silicatos, es decir, la roca.

Se tarda entre 50 y 60 millones de años para que todo el hafnio se degrade y se convierta en tungsteno. Durante la colisión que formó la Luna casi todo el metal se hundió en el núcleo de la Tierra. ¿Pero fue todo el tungsteno a parar al núcleo?

“Hemos estudiado a qué temperatura metal y roca se funden en el curso de colisiones de formación planetaria. Usando modelos de cálculo dinámico de la turbulenta mezcla de roca líquida y masas de hierro se ha encontrado que los isótopos de tungsteno de la formación temprana de la Tierra permanecen en el manto rocoso” , explica Tais W. Dahl, Niels Bohr Institute de la Universidad de Copenhague.

Los nuevos estudios implican que la colisión de formación de la Luna se produjo después de que todo el hafnio se había deteriorado por completo en tungsteno.

“Nuestros resultados muestran que el núcleo de metal y roca no es capaces de emulsionar en estas colisiones entre planetas que son mayores de 10 kilómetros de diámetro, por lo que la mayoría del núcleo de hierro de la Tierra (80-99%) no fue removido de tungsteno a partir del material rocoso en el manto durante la formación, explica Tais W. Dahl.

El resultado de la investigación significa que la Tierra y la Luna deben haberse formado mucho más tarde de lo que se pensaba anteriormente.

Fuente: blogastronomia.com

El telescopio 'Hubble' capta estrellas en movimiento

El telescopio espacial 'Hubble' ha logrado captar el movimiento de grupos de estrellas dentro de la denominada Nebulosa NGC 3603, un gigantesco criadero de jóvenes estrellas masivas de la Vía Láctea, situado a 20.000 años luz del Sol.
Este racimo estelar, superior a 10.000 soles de masa y con un diámetro de tres años luz, fue el elegido por un equipo de astrónomos del instituto Máximo-Planck y de la Universidad de Colonia, dirigidos por Wolfgang Brandner, para revelar si sus estrellas estaban a la deriva.
Su situación dificultaba la toma de medidas, lo que obligó al equipo a comparar sus posiciones en imágenes estables tomadas a lo largo de muchos años por el telescopio espacial Hubble. En este proceso descubrieron un archivo de fotos del racimo NGC 3603 desde julio de 1997, captadas por la cámara WFPC2 que lleva a bordo. Las últimas observaciones las iniciaron ellos mismos en septiembre de 2007.

Dos años de análisis

Los investigadores lograron medir las velocidades exactas de más de 800 estrellas, sus temperaturas superficiales, y pudieron comprobar que tenían diferentes masas, según informa el Observatorio Austral Europeo (ESO).

"Es la primera vez que se han podido medir movimientos estelares exactos en racimo compacto de estrellas jóvenes"

Los astrónomos concluyen que las velocidades de las estrellas son independientes de su masa y que aún reflejan las condiciones existentes en el momento de la formación del racimo, hace cerca de un millón de años. Explican que las estrellas nacen cuando se colapsa una nube gigantesca de gas y de polvo.
En casos tales como la región NGC 3603, donde la nube es excepcionalmente masiva y compacta, este proceso es muy rápido e intenso y se suele conservar la atracción gravitacional de sus orígenes. A largo plazo estos racimos de estrella compactos pueden desarrollar enormes bolas de estrellas conocidas como racimos globulares, que siguen unidos debido a la gravedad hata 1.000 millones de años.
Wolfgang Brandner destaca que es la primera vez que se han podido medir movimientos estelares exactos en racimo compacto de estrellas jóvenes. Andrea Stolte, de su mismo equipo, añade que esta investigación será fundamental para los astrónomos que intentan entender cómo se forman y evolucionan estos racimos de estrellas.

Fuente: elmundo.es