Esto se pone feo, se forman tres huracanes de tipo 4.

Para que se forme un huracán hace falta aire caliente y húmedo, por eso es que nacen en los océanos de aguas cálidas.
El aire caliente se eleva y su lugar es ocupado por aire frío, el cual se calienta y el proceso se repite. En el centro de ese sistema, se produce un vórtice alrededor del cual el aire se arremolina. Cerca del Ecuador, la rotación terrestre genera un efecto Coriolis. Las masas de aire cerca del Ecuador se mueven con mayor velocidad que las de mayor latitud. Así, esas masas de aire tienden a “enroscarse” y esa diferencia de velocidad aumenta a medida que el aire se acerca al vórtice por conservación del impulso angular; el mismo principio que hace que un patinador gire más rápido al juntar sus brazos al cuerpo.

De izquierda da derecha; los huracanes Kilo, Ignacio y Gimena. Imagen crédito NASA Worldview.

El 29 de Agosto (del 2015) se observó la formación de tres huracanes de categoría 4 sobre el Pacífico. Esto es algo nunca antes visto y está relacionado con el calentamiento global.

Gimena parece seguir a Ignacio en su trayectoria y aparentemente se dirigen hacia Hawai. Aún no tocaron tierra, esperemos que no lo hagan.

Referencia:

• ¿Cómo se forman los huracanes?
  http://spaceplace.nasa.gov/hurricanes/sp/

Fuentes:

• Cooperative Institute for Meteorological Satellite Studies (CIMSS); Space Science and Engineering Center (SSEC); University of Wisconsin – Madison
  https://twitter.com/CIMSS_Satellite

• First Time on Record: Three Category-4 Hurricanes Swirl East of the International Dateline at the Same Time, By Tom Yulsman | August 30,2015.
  http://blogs.discovermagazine.com/imageo/2015/08/30/three-hurricanes-swirl-east-of-international-dateline/#.VeSdF_l_NBc
  

pdp.

X0-2b, dos noticias una mala y una buena.

Una forma de detectar exoplanetas, es cuando son eclipsantes.
Cuando pasan delante de su estrella anfitriona, tapan parcialmente su superficie y la luz que nos llega es algo menor. La disminución de luz, depende del tamaño del exoplaneta; y el tiempo que tarda en recuperar su brillo, depende de la velocidad que lleva el exoplaneta en su órbita.

Eso es lo que sucede con el exoplaneta X0-2b en torno a la binaria X0-2N (de tipo K0V) acompañada de X0-2S (de tipo G9V).

Ilustración de un exoplaneta en un sistema binario crédito de L. Cook

El exoplaneta eclipsa a 2N lo que permitió su descubrimiento.
Pero… ¿qué podía darse de malo?
La estrella es variable. Todo indica que muestra grandes manchas “estelares” frías y por lo tanto más obscuras que el resto de su superficie, como las manchas solares pero enormes.
Eso dificulta saber exactamente en qué fracción disminuye su brillo por su variabilidad y en qué fracción por el tránsito del exoplaneta.
La buena noticia es que su variabilidad es periódica y su período es de unos 30 días (27,34 d exactamente). Eso permite saber qué brillo tendrá para el momento del tránsito de X0-2b; luego, la diferencia de brillo entre el observado y el predicho se debe exclusivamente al tamaño del exoplaneta.
Calculada su masa y su tamaño, se estimó su densidad; la que indica que se trata de un joviano caliente debido a la cercanía con su estrella anfitriona de tan sólo 3 centésimas nuestra distancia al Sol.

Fuente:

• XO-2b: A Hot Jupiter with a Variable Host Star That Potentially Affects Its Measured Transit Depth, Robert T. Zellem et al. 2015 ApJ810 11.
  http://iopscience.iop.org/0004-637X/810/1/11/article;jsessionid=22A17B4E4195E6F8994340D4A42671F2.c1
  El PDF completo en:
  http://arxiv.org/pdf/1505.01063v2.pdf

pdp.

El elusivo cúmulo ESO 37-1.

Los cúmulos globulares [1], son asociaciones de hasta 1 millón de estrellas formando estructuras esféricas, de ahí su clasificación de globulares.
Viven alrededor de la galaxia y están compuestos de estrellas viejas.
Algunos nacieron con la Galaxia y otros son restos de galaxias menores, generalmente enanas esferoidales, que fueron asimiladas. En tal caso, suelen estar en una corriente estelar; un grupo de estrellas moviéndose de la misma forma.

Imagen de ESO 37-1 con diferentes exposiciones en cada parte de la misma. Publicada en el trabajo de R. de la Fuente Marcos et al.

Un cúmulo de este tipo es el peculiar y elusivo ESO 37-1 (E 3). Descubierto en 1976, es un objeto débil y con poca densidad de estrellas, lo que lo convierte en un objeto de difícil observación. Está a unos 30 mil años luz (AL) [2] del Sol, tiene una edad de unos 13 mil millones de años y se mueve con una velocidad cercana a los 400 Km./seg.
Sus estrellas son ricas en metales, elementos más pesados que el Hidrógeno. Su edad, metalicidad y baja luminosidad, lo hacen el objeto ideal para estudiar las etapas finales en la vida de un cúmulo globular.
Lamentablemente, su escaso brillo y las estrellas de campo que en perspectiva se observan delante del cúmulo, hacen que éste esté contaminado de objetos que no le pertenecen dificultando su estudio.
Sólo unos pocos cúmulos globulares se parecen a E 3; por ejemplo, 47 Tucanae [3], con el que podría compartir una corriente de estrellas.

Referencias:

1. http://www.iac.es/proyecto/poblestelares/globulars.html
2. http://www.astromia.com/glosario/anyoluz.htm
3. https://es.wikipedia.org/wiki/47_Tucanae

Fuente:

• A&A 581, A13 (2015), Research Note, Ghosts of Milky Way’s past: the globular cluster ESO 37-1 (E 3), R. de la Fuente Marcos et al.
  http://www.aanda.org/articles/aa/abs/2015/09/aa26580-15/aa26580-15.html
  El PDF completo en:
  http://arxiv.org/pdf/1507.01347v2.pdf

pdp.

La estructura de Mon R2.

Imagen crédito de ESA/Herschel/PACS/SPIRE/HOBYS

Mapa de temperaturas donde se señalan las cuatro burbujas publicado en el trabajo de P. Didelon et al.

Esta es una imagen infrarroja (la superior) de la nube molecular (gas formado por moléculas) catalogada como Mon R2 a casi 3000 años luz (AL) [1] de casa.
Llama la atención las estructuras en forma de filamentos relacionadas con turbulencias causadas por la radiación de estrellas en su interior.
En la nube hay jóvenes estrellas muy calientes (de tipo B) que calientan el gas que las rodea rompiendo sus átomos convirtiéndolos en gas ionizado. Esas regiones conocidas como regiones de Hidrógeno ionizado H II, brillan en la imagen con un color blanco-azulado a temperaturas de 10000ºC. Debido a esta gran cantidad de energía, se producen burbujas de H II relacionadas con esta estrellas, dentro de una cáscara de gas frío a unos -260ºC (casi el cero absoluto que es de -275ºC.). Estas burbujas se observan agrupadas destacándose cuatro de ellas. Una en el centro de la nube, dos a ambos lado de la anterior y otra por encima del centro.

Referencias:

1. https://es.wikipedia.org/wiki/Año_luz

• ESA, FEATHERY FILAMENTS IN MON R2.
  http://www.esa.int/spaceinimages/Images/2015/08/Feathery_filaments_in_Mon_R2
  

Fuente:

• Astronomy & Astrophysics
  manuscript no. MonR2RegHII, July 3, 2015, From forced collapse to H
  ii region expansion in Mon R2:
  Envelope density structure and age determination with Herschel,
  P. Didelon et al.
  http://www.researchgate.net/publication/280307505_From_forced_collapse_to_H_ii_region_expansion_in_Mon_R2_Envelope_density_structure_and_age_determination_with_Herschel

pdp.

Gigantes gaseosos por acreción de guijarros.

Los sistemas planetarios se forman del colapso de una nube de gas y polvo.
A medida que eso sucede, se va formando la protoestrella en el centro de la nube. Llega un momento en que la presión y temperatura acumulada detonan en el centro colapsado de la nube y nace la estrella.
Mientras tanto, la nube sentía los vientos estelares de la estrella en formación, sufría perturbaciones y comenzaba a girar. En esa rotación va adoptando una forma aplanada hasta llegar a ser un disco alrededor de la estrella.
Procesos como perturbaciones y otros de tipo gravitatorio, van formando grumos, protoplanetas y luego planetas.

Ilustración crédito de NASA/JPL-Caltech.

La estrella consume el gas que está cerca de ella y el resto lo empuja hacia afuera con su radiación o viento estelar, como si se limpiara luego de nacer. Por este motivo, las estrellas nuevas no podrían ser muy masivas; y las que lo son, se deben a la unión de varias protoestrellas o jóvenes estrellas recién nacidas.

Con el gas lejos de la estrella, sólo queda polvo para la formación de protoplanetas sólidos y rocosos cerca de la estrella. Lejos de ella se encuentra algo de gas y eventualmente hielos que no llegaron a sublimar por la radiación de la naciente estrella. Así, lejos de ella se dan las condiciones para la formación de planetas gaseosos y hasta cuerpos helados.

Esta teoría de “rápida formación de gigantes gaseosos por acreción de guijarros”, viene a explicar el caso de nuestro Sistema Solar, donde los rocosas están cerca del Sol, los gigantes gaseosos se agrupan lejos del mismo y los cuerpos helados más allá de Neptuno. Esta teoría explica y justifica los tiempos evolutivos observados, los que son menores a los predichos por otras.

Hay modelos sugieren que los planetas gigantes gaseosos podrían formarse en ciertos lugares del disco protoplanetario y luego migrar a sus posiciones definitivas; pero no serían aplicables al nuestro, más bien a aquellos sistemas donde los gigantes gaseosos están cerca de la estrella central.

Referencias:

• How Jupiter and Saturn Formed From Mere Pebbles, By Liz Kruesi | August 19, 2015.
  http://blogs.discovermagazine.com/d-brief/2015/08/19/jupiter-saturn-pebbles/
  

• Jupiter and Saturn formed from pebbles of ice, Amy Tyndall, News reporter, Aug 21, 2015.
  http://sen.com/news/jupiter-and-saturn-formed-from-pebbles-of-ice#sthash.9KTecvif.dpuf

Fuentes:

• Astronomy & Astrophysics manuscript no. paper c ESO 2012 June 14, 2012, Rapid growth of gas-giant cores by pebble accretion,  Michiel Lambrechts et al.
  http://arxiv.org/pdf/1205.3030v2.pdf

• Nature letter, Growing the gas-giant planets by the gradual accumulation of pebbles, Harold F. Levison et al.
  http://www.nature.com/nature/journal/v524/n7565/full/nature14675.html
  

pdp.

Algo sobre la formación de los cráteres de impacto.

Los cráteres de impacto, deben su nombre a su origen ya que se forman por el impacto de un objeto (como una gran roca) a gran velocidad sobre la superficie de otro mucho mayor como un asteroide, luna o planeta.
Se caracterizan por sus bordes filosos y su típico pico central. La agudeza de ese pico da una idea de la edad del cráter, ya que si está en un suelo sometido a erosiones tiende a suavizarse o incluso a desaparecer.
La actividad geológica que pueda tener un objeto, suele afectar el suelo rejuveneciéndolo.

Cuando un objeto impacta en el suelo de otro, sucede algo parecido a lo que sucede cuando una piedra cae en la superficie del agua.
La piedra separa bruscamente en agua generando una onda expansiva. A medida que esa onda se propaga hacia afuera radialmente, va empujando cada vez más agua hasta que encuentra tanta resistencia que se produce un rebote. La onda vuelve hacia el centro trayendo agua que al chocar en ese punto produce la típica salpicadura. Mientras, el resto de la onda viaja hacia afuera formando las ondas que todos conocemos. Luego, las moléculas del agua se reacomodan, por tener espacio entre ellas para hacerlo, y la superficie se rearma y… acá nada pasó.

Cráter lunar Tycho. Se aprecia su pico central y los rayos de polvo brillante salido de él. Foto ampliable crédito de Joe Huber.

Pero en el suelo duro, las moléculas no se reacomodan como las del agua, allí queda el cráter de materia desplazada y el pico central del material que fue llevado por el rebote de la onda hacia el interior. La parte de la onda de choque que se propaga fuera del cráter, suele generar estructuras a lo largo del suelo en las vecindades del cráter y, a veces, si el impacto es muy fuerte; hasta lugares lejanos al del impacto transmitiéndose por las capas bajo la corteza del suelo.
Algunas veces, los escombros que “saltan” por el aire, caen al suelo formando seguidillas de pequeños impactos y trazas radiales de polvo generalmente brillante por lo fino de sus partículas.

Referencias:

• Cráter de impacto.
  https://es.wikipedia.org/wiki/Cr%C3%A1ter_de_impacto
• Lunas que sufrieron impactos tremendos, pdp, 21/jun./2012.
  https://paolera.wordpress.com/2012/06/21/lunas-que-sobrevivieron-a-impactos-tremendos/

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¿Cual es el origen de AGC 226067?

Las nubes de Hidrógeno neutro (HI) son detectables con radiotelescopios [1], en radiación de 21 cm. de longitud de onda. Las hay compactas, de alta o baja velocidad, en el Grupo Local de galaxias o extragalácticas y son capaces de formar estrellas.

AGC 226067 y sus componentes menores. Imagen publicada en el trabajo de E. A. K. Adams et al. (2015)

El catálogo AGC (Arecibo General Catalog) es un catálogo de objetos observados en esa longitud de onda por el radio telescopio instalado en Arecibo. Entre esos objetos se encuentra AGC 226067, una nube de HI que fue catalogada como ultracompacta en el Grupo Local, y su posición se proyecta sobre el Cúmulo de galaxias de Virgo [2].
Hoy se estima que está inmersa en ese cúmulo a unos 40 millones de años luz (AL) de nosotros.
Estudios recientes (agosto 2015) muestran que tiene tres componentes que, por sus distancias relativas, están físicamente asociadas.
La principal tiene una masa equivalente a 15 millones de soles y las dos componentes restantes tienen 3 millones y medio de masas solares y 400 mil masas solares respectivamente y se piensa que puede haber puentes de HI entre las componentes menores y la principal.

AGC 226067 muestra evidencias de ser una galaxia enana de baja masa rica en gas; incluso HI. Si bien el origen de este sistema es incierto, se piensa en tres explicaciones posibles para su existencia.

Podría tratarse de tres galaxias enanas de baja masa interactuando; las componentes menores están cayendo sobre la mayor en un proceso de acreción que favorece la formación de estrellas sobre la galaxia enana principal; o las componentes menores fueron arrancadas de la mayor por fuerzas gravitacionales (de marea) en algún encuentro.

Referencias:

1. https://es.wikipedia.org/wiki/Radiotelescopio
2. https://es.wikipedia.org/wiki/Cúmulo_de_Virgo

Fuente:

• A&A 580, A134 (2015), AGC 226067: A possible interacting low-mass system, E. A. K. Adams et al.
  http://www.aanda.org/articles/aa/abs/2015/08/aa26857-15/aa26857-15.html
  El PDF completo en:
  http://arxiv.org/pdf/1507.01855v1.pdf

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Nórdicos y Gálicos, dos familias de satélites de Saturno.

Imagen crédito de NASA/JPL/Space Science Institute.

Saturno tiene más de 60 satélites naturales y éstos se agrupan en familias.
Entre ellos se encuentran los Nórdicos que tienen nombres de dioses de esa mitología. El más conocido y estudiado de esa familia es Phoebe [1] de 220 Km. de diámetro. Entre ellos está la pequeña Kyrrokkin [2] de sólo 8 Km. de diámetro. Este grupo se caracteriza por ser todos retrógrados, orbitan en sentido contrario a la mayoría de los satélites de Saturno. Ésto es un indicio de que se trata de objetos capturados por el Señor de los Anillos.
También están los Gálicos con nombres de la mitología Gala. Éstos se caracterizan por mostrar evidencias de ser restos de un objeto más grande que se despedazó. La mayor luna de este grupo es Albiorix [3] de 28 Km. de diámetro.

Referencias:

1. https://es.wikipedia.org/wiki/Febe_(satélite)
2. https://es.wikipedia.org/wiki/Hyrokkin_(satélite)
3. https://es.wikipedia.org/wiki/Albiorix_(satélite)

• SEN, Cassini studies backwards-orbiting moon Hyrrokkin, Morgan Rehnberg, Correspondent, Aug 14, 2015.
  http://sen.com/news/cassini-studies-backwards-orbiting-moon-hyrrokkin#sthash.fr3PaTmK.dpuf

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El exoplaneta 51 Eri b.

“Lo poco espanta y lo mucho amansa…” decía mi abuela.
Cuando se descubría un exoplaneta, se producía una gran admiración. Ahora que ya son muchos los exoplanetas descubiertos, la sorpresa existe pero no tanto como antes; a menos que el nuevo exoplaneta sea particular.

En este caso sucede algo así.

Imagen ampliable de 51 Eri b crédito de B. Macintosh et al. (2015).

La estrella 51 Eridano (51 Eri), está en la constelación de Erídano a unos 95 años luz (AL) [1], de casa. Es un sistema triple donde la estrella principal tiene el doble de la masa del Sol y brilla unas 7 veces más. A 2000 Unidades Astronómicas (UA) [2] de ella, se encuentra su compañera binaria compacta de enanas de tipo M.
En trono a la estrella principal, se observó un exoplaneta joven de tipo joviano catalogado como 51 Eri b. De sólo 20 millones de años de edad, orbita su estrella a unas 13 UA. por lo que tendría una temperatura de unos 700ºK. Si bien su masa no a sido estimada de forma segura (a agosto del 2015), las características de ese mundo sugieren que se formó a la distancia de su estrella donde se encuentra actualmente, y al parecer, allí se quedará.
Esto es llamativo porque la mayoría de los grandes planetas se forman en ciertas regiones y luego migran a sus posiciones definitivas.
Todo indica que este exoplaneta se formó bajo las mismas condiciones que nuestro Júpiter, incluso su atmósfera es rica en metano como la atmósfera joviana, por lo que se cree que todo el sistema exoplanetario (de haber más exoplanetas en torno a 51 Eri) podría ser parecido al nuestro.

Referencias:

1. https://es.wikipedia.org/wiki/Año_luz
2. https://es.wikipedia.org/wiki/Unidad_astronómica

Fuentes:

• Discovery and spectroscopy of the young Jovian planet 51 Eri b with the Gemini Planet Imager, B. Macintosh et al.
  http://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1508/1508.03084.pdf
• SEN, Gemini imager finds its first young Jupiter-like planet, Kimberly Cartier, Exoplanet Correspondent, Aug 15, 2015.
  http://sen.com/news/gemini-imager-finds-its-first-young-jupiter-like-planet#sthash.BGAlRLbR.dpuf

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El Sfumato detrás de la sonrisa de la Mona Lisa.

El misterio de la elusiva sonrisa de la Mona Lisa parece haber llegado a su fin.
En la obra de Da Vinci, parece que la Mona Lisa está sonriendo hasta que miramos directamente su boca; es entonces que nos damos cuenta que no es así.
Aparentemente Leonardo venía practicando esta técnica desde hace años antes de pintar la Mona Lisa. Ya se aprecia esto en una pintura anterior llamada La Bella Principessa.

A la izquierda la Mona Lisa y a la derecha La Bella Principessa.

La Virgen de las Piedras

La técnica es llamada Sfumato; consiste en suavizar y esfumar las líneas de los labios. De esta manera no hay líneas que definan nítidamente la boca. Así, cuando se mira el rostro en general, se tiene la impresión de que las líneas de los labios se estiran hacia arriba; pero al mirar directamente a la boca, se aprecia lo contrario, incluso parecen algo fruncidos.
Algo similar hizo en su pintura La Virgen de las Piedras, anterior a la Mona Lisa y a la Bella Principessa, lo que sugiere que venía experimentando desde años antes de pintar esas obras para lograr esa técnica.

Fuentes:

• The uncatchable smile in Leonardo da Vinci’s La Bella Principessa portrait, Alessandro Soranzo^, , Michelle Newberry, SD, Agosto 2015.
  http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0042698915002163

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