Archivo mensual: diciembre 2019

Calculando edades de cráteres de impacto y su utilidad.

El estudio de la edad de los cráteres nos ayuda a saber la edad del objeto que los tiene.
Una forma de estimar la edad de un objeto que tiene cráteres de impacto, es contarlos y asumiendo una cantidad de impactos en un período de tiempo, podremos estimar la edad del objeto.
Pero esta estadística tiene sus detalles, no es tan sencilla, pero la podemos resumir de la siguiente manera.

Hay épocas de mayor probabilidad de impactos y otras de menor; y ambas no tienen por qué compensarse. Luego, se estudia la cantidad de grandes impactos, ya que los menores son lo que generalmente se dan por “temporadas” como las de lluvias de estrellas fugaces. Para esto, además, debemos tener en cuenta el tamaño del objeto en estudio, ya que es más probable que un objeto de mayor tamaño muestre impactos importantes que uno de menores dimensiones. O sea: es más fácil que un roca espacial le pegue a un objeto grande que a uno pequeño.

Aquí es donde comenzamos a mirar a nuestro Planeta.
Conocemos su tamaño y en Él hay evidencias de cráteres de impacto importantes. Muchos han sido disimulados por la erosión, pero se los puede hallar, incluso con imágenes satelitales; así se encontró el cráter Kamil en Egipto a través de imágenes de Googe Earth (es un buen pasatiempo). Si podemos datarlos, podremos saber cuántos cayeron por períodos de tiempo. Luego, conociendo el tamaño de la Tierra, podemos calcular la probabilidad de que se produzca un cráter por año por unidad de área.

Con cierta coherencia podemos extrapolar esa probabilidad a otros cuerpos y, sabiendo su tamaño y cuántos cráteres de ciertas dimensiones tiene, podremos calcular el tiempo necesario para acumularlos y por lo tanto, su edad aproximada. Se espera que todos tengan edades similares ya que todos se formaron para la misma época en el nacimiento del Sistema Solar.

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Cráter Wolfe Creek –  Dainis Dravins – Lund Observatory, Sweden.

La datación de los cráteres de impacto se hace a través del estudio del material expuesto por la violencia del choque del meteorito contra el suelo. Analizando los sedimentos expulsados, podemos saber cuánto tiempo estuvieron expuestos al Sol y hasta a los rayos cósmicos que provienen del espacio exterior.

Como dato curioso, el cráter Wolfe Creek en Autralia, tiene una edad de 120 mil años. Eso lo ubica en la época conocida como período interglacial Eemian, en el que la Tierra estuvo tan “caliente” como ahora, por lo que es de sumo interés para los que estudian el cambio climático.

Referencia:

pdp.

Betelgeuse no estallará por ahora.

Actualizada el 01/ene/2020 a las 18:12 HOA.
Para fines del año 2019 se comenta de la posible explosión de la estrella Betelgeuse.
Se ha detectado una notable disminución en su brillo (The Fainting of the Nearby Red Supergiant Betelgause), tanto que es apreciable a simple vista.
Es una de las estrellas más brillantes del cielo y de la constelación de Orión con una luminosidad 140 mil veces la Solar (antes podía leerse erróneamente 149 mil).

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Betelgeuse es la estrella abajo a la derecha de “las tres Marías” o cinturón de Orión – Imagen: Orión desde el patio – Crédito: Enrique Almada

Se trata de una masiva supergigante roja, con unas 20 veces la masa del Sol a unos 600 años luz (AL) de casa con un radio de unos 600 millones de Kms. Como toda estrella de su tipo, terminará en una colosal explosión de supernova.
Estos objetos, consumen Helio, luego de haber agotado el Hidrógeno. Cuando agotan el Helio, la autogravitación debida a su gran masa vence a la presión de radiación que se ve disminuida y colapsa generando su estallido, en este caso, como supernova de tipo II.
Los estudios indican que aún le queda suficiente Helio para durar unos 100 mil años más; luego su estallido aún no se dará pronto. Si bien ese tiempo no es un garantía y la estrella podría estallar antes, las posibilidades de que lo haga en este siglo son bajas.

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Imagen interferométrica de la fotósfera de Betelgeuse – Haubois (Observatoire de Paris) et al.

Como toda estrella de su tipo, presenta pulsaciones. Al hacerlo, su brillo varía debido a que al aumentar de tamaño adquiere más superficie para irradiar energía. Al disminuirlo, su brillo decrece porque se reduce la superficie por donde sale la luz. Esto se debe a que el brillo de las estrellas depende de su tamaño. En el caso de Betelgeuse, eso sucede cada unos 400 años. Pero también presenta procesos en su atmósfera que afectan su brillo en períodos que van de algunos meses a dos mil años. A eso hay que agregarle las convecciones de gases. Estos procesos llevan gas caliente desde el interior al exterior de la estrella donde entregan energía. En estrellas como Betelgeuse, estos procesos son más notables que en estrellas de tipo Solar, lo que colabora con la variación de su brillo. Todo esto, junto a otras rarezas observadas, hacen que exista la posibilidad de que coincidan los mínimos de luminosidad para una misma época y la estrella baje su brillo notablemente.

Cuando estalle, estaremos en las primeras filas para ver el espectáculo sin correr riesgos.
Una estrella supernova libera la misma energía que toda la galaxia. Luego, ese evento sería perjudicial para todo lo que esté cerca; su vecindario terminaría “frito”.
Para estar seguros, se debe estar a una distancia mayor a los 100 AL; algunos proponen 300 AL dependiendo de la explosión. Pero Betelgeuse está a 600 AL por lo que no sufriremos daños.
Su luz rojiza se volverá blanco azulada iluminando la noche al punto de producir algo de sombras y pudiéndose ver incluso de día. Luego de una semana, el brillo disminuirá y será el objeto más brillante del cielo por meses hasta apagarse definitivamente aproximadamente al año de la explosión.
A lo sumo, muchos seres vivos alterarán sus ciclos circadianos y hasta aumentarán las auroras polares. Quizás aparezcan problemas con satélites, pero nada grave.

Otras estrellas candidatas a supernovas dentro de los 1000 AL de distancia.

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Crédito: Dave Dickinson

Referencia:

pdp.

Hallan raro mineral (edscottita) en un meteorito.

El estudio de los meteoritos nos permite saber sobre los elementos y compuestos existentes en el origen del Sistema Solar.
El meteorito de Wedderburn, tiene unos 200 grs. y fue descubierto en 1951 en esa ciudad de Victoria, Australia.

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Meteorito de Wedderburn – Museums Victoria/CC BY 4.0

De color rojo-anaranjado y negro y con forma de nuez, su análisis permitió encontrar hierro niquel y otros minerales raros tales como kamacita, schreibersita, taenita y troilita. Estudios recientes permitieron hallar una rara versión de hierro, se trata de edscottita, un mineral de carburo de hierro llamado así en honor al experto en meteoritos y cosmoquímico Edward Scott

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Imagen obtenida por microscopía electrónica de una pieza pulida del meteorito de Wedderburn donde se señala la presencia de edscottita. –  Ma & Rubin, doi: 10.2138/am-2019-7102.

Este mineral se había sintetizado antes en laboratorios, pero esta es la primera vez que se lo encuentra en la Naturaleza; en este caso, en un meteorito.

Referencia:

Fuente:

pdp.

El sobre-masivo agujero negro LB-1

En las galaxias hay agujeros negros de diferentes masas.
Por un lado están los supermasivos en el centro de las galaxias con masas de varios millones de Soles. Por otro lado, están los de masas estelar. Son el resultado de la muerte explosiva de una estrella masiva que deja un núcleo compacto del que no puede escapar ni la luz. Éstos podían tener hasta unas 30 masas Solares. En el medio, se encuentran los de masa intermedia. Son difíciles de hallar, se los supone en el centro de los cúmulos globulares y tienen masas de cientos a varios miles de Soles.

Se estima que en nuestra Galaxia hay unos 100 millones de agujeros negros estelares.
Según las teorías evolutivas, las estrellas masivas pierden masa en forma de viento estelar. En su vigorosa vida, no sólo irradian energía sino que también expulsan materia. Eso hace que en el final de sus vidas, luego de estallar, no dejen un núcleo de más de unas 20 a 30 masas Solares.

A unos 15 mil años luz de casa, se encontró un agujero negro de unas 70 masas Solares. Clasificado como LB-1, su descubrimiento también fue algo interesante.
La mayoría de los agujeros negros son detectados por radiación en rayos X. Están rodeados de materia que cae en forma de remolino sobre ellos. En ese proceso, la materia autofricciona, se recalienta y emite rayos X desde las vecindades del objeto, desde donde aún puede escapar la luz.
LB-1 no emite rayos X por lo que no está rodeado de materia; si lo estuvo, ya la consumió toda.
Se encontró una estrella de 8 veces la masa del Sol, orbitaba con un período de casi 80 días en torno a un objeto no visible de unas 70 masas Solares.
Ese objeto invisible resultó ser este agujero negro sobre-masivo ya casi en el borde de la masa intermedia.

Video: Monster Stellar Black Hole Found In Our Galaxy.

Cosmoknowledge

Referencia:

Fuente:

pdp.

 

Estrellas que visitarán las Pioneer y las Voyager.

Las sondas Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 1 y Voyager 2 se adentran en el espacio interestelar.

NASA/Pioneer 10

No es fácil decir dónde termina el Sistema Solar.
Para unos, el Sistema Solar termina en la órbita del cuerpo más alejado vinculado al Sol. Pero no sabemos cuál es, ni siquiera cuál es el ancho exacto de la Nube de Oort; esa región de cuerpos helados que rodea al Sistema Solar a unos 100 mil veces el radio de la órbita de la Tierra.
Para otros, el Sistema termina donde el viento Solar, ese flujo de partículas irradiadas por el Sol, se vuelve despreciable y se confunde con el viento interestelar.
Algunos piensan que el Sistema termina en la pared de Hidrógeno. Ellos piensan que hay Hidrógeno libre en el espacio interestelar. La radiación y el viento Solar desplazan ese Hidrógeno a medida que el Sistema viaja por el espacio. Así se forma una burbuja de viento Solar con el Sol en el centro. El borde de esa burbuja sería la pared de Hidrógeno (Congeturas de los confines del Sistema Solar | pdp, https://paolera.wordpress.com/tag/pared-de-hidrogeno/). Pero las sondas no llevan instrumentos muy precisos par detectar esa pared, si es que existe. Quizás la sonda New Horizons, luego de visitar Plutón y el objeto de Kuiper 2014 MU69 pueda hacerlo.

Lo cierto es que se alejan del Sistema y es interesante saber con qué estrellas podrían tener un encuentro cercano. El espacio interestelar es muy grande, por lo que es muy improbable que una de las sondas caiga en una estrella. Sí es probable que pase cerca de algunas, quizás por el exterior de algún sistema exoplanetario.
Analizando sus trayectorias y los movimientos de las estrellas vecinas a las direcciones en que viajan las sondas se pudo calcular las visitas que harán las sondas a algunas estrellas.
Teniendo en mente que recorren aproximadamente 3 años luz (AL) cada 100 mil años, resulta que los encuentros más cercanos serán a distancias entre 0,6 AL y 1,5 AL en el próximo millón de años.

En 90 mil años Pioneer 10 pasará a casi 0,7 AL de la estrella HIP 117795, una anaranjada rojiza en la constelación Casiopea. Luego, 303 mil años más tarde, Voyager 1 visitará a la estrella TYC 3135-52-1 a casi 1 AL de ella. En 900 mil años Pioneer 11 pasará poco más de 0,7AL de TYC 992-192-1.
Hasta acá, estas visitas podrían darse en la órbitas de los cometas más alejados de esas estrellas.
Voyager 2 estará a casi 2 AL de Ross 248 en la constelación de Andrómeda en unos 42 mil años y no pasará a menos de 1 AL de una estrella en los próximos 5 millones de años.

La sonda New Horizons va camino al espacio interestelar y será la próxima en abandonarnos.

Referencia:

Fuente:

  • Future stellar flybys of the Voyager and Pioneer spacecraft | Coryn A.L. Bailer-Jones (MPIA Heidelberg), Davide Farnocchia (JPL Pasadena).
    https://arxiv.org/abs/1912.03503

pdp.

Un chicle de 5700 años.

La goma de mascar o chicle es más antigua de lo que podemos imaginar.
Si bien actualmente se la fabrica con materiales sintéticos, antes se la obtenía de los árboles chicleros. Estos árboles recibían ese nombre porque de ellos se obtenía una substancia gomosa masticable que los antiguos llamaban tzicli.

En Finlandia y Dinamarca, se halló goma de mascar petrificada hecha de corteza de abedul recalentada de unos 6000 años de antigüedad. Seguramente en aquellas épocas la utilizaban aprovechando sus propiedades beneficiosas o para sujetar mangos de herramientas o puntas de lanzas.

En Dinamarca se halló esta goma de mascar de 5700 años.

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Imagen de corteza de abedul masticada – crédito: THEIS JENSEN

No sólo mantiene las marca de los dientes, sino que aún contiene ADN de la saliva y de los microbios de la mujer que la masticó. También se halló ADN de pato y de avellana, seguramente de alimentos ingeridos antes de utilizar la goma de mascar.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Primer mapa de un Púlsar (J00300).

Los Púlsares, son el resto evolutivo de una estrella masiva que explotó.
Luego de estallar, la estrella deja un núcleo tan compacto que sus electrones y protones se unen en neutrones. Tienen el tamaño de una luna y rotan varias veces por segundo, algunos lo hacen hasta miles de veces. Reciben su nombre a que irradian energía concentrada en dos direcciones opuestas a manera de faro, lo que provoca la detección de pulsos de energía.
Eso se debe a que los polos magnéticos y los del eje de rotación no coinciden. Luego, a medida que rota, los polos magnéticos describen un círculo alrededor de los polos y afectan las partículas cargadas del gas que lo rodea haciendo que emita en forma de faro.

El Púlsar J0030+0451, a unos 1100 años luz de casa en Piscis, fue observado por el explorador de composición interior de estrellas de neutrones (NICER – Neutron Star Interior Composition Explorer)
Estos objetos son tan masivos que curvan el espacio a su alrededor haciendo que se pueda observar detalles de su parte trasera cercanos al borde aparente o limbo. De esta manera, muestran un borde aparente mayor y aparecen como de mayor tamaño al real.

Este objeto resultó tener un diámetro apenas de casi 26 Kms. con una masa de casi 1,5 veces la del Sol y rota miles de veces por segundo. La Luna tiene unos 3000 Kms de diámetro.
Imaginemos una esfera 115 veces menor a la Luna, con una masa de un Sol y medio girando miles de veces por segundo.
Lo interesante son las características superficiales que se ha logrado tener por primera vez para un Púlsar. Se han observado regiones calientes (hot spots) de millones de grados todas en el hemisferio sur, lo que contradice los modelos actuales.

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Mapas del Púlsar J00300 según dos grupos de investigadores – crédito: Goddard Space Flight Center/ NASA.

Un grupo de investigadores observó dos hot spots, uno circular y otro estirado en forma de “fina luna creciente(imagen de la izquierda). Otro grupo observó dos manchas calientes alargadas y una tercera algo más fría casi sobre el polo sur (imagen de la derecha). Todo sugiere que el campo magnético de estos objetos, relacionado a estas manchas calientes, es más complejo de lo pensado.

Otra vez cambiamos preguntas por otras más complejas.

Video: NASA’s NICER Reveals 1st-ever Pulsar Surface Map.

NASA Goddard

Referencia:

Fuente:

pdp.

El modelo de Eta Carinae.

Eta Carinae (Eta Car.) es una supernova impostora o falsa supernova.
Las estrellas nova, estallan al recibir materia de una compañera donante. Eso las “vigoriza” y estallan para luego recuperarse y continuar así mientras reciban materia.
Las supernovas, pasan por el proceso de donación de materia por parte de una compañera, pero a mayor escala. De esta forma, estallan de manera descomunal y no se recuperan; dejando un núcleo estelar compacto (una estrella de neutrones o agujero negro). Algunas supernovas estallan al colapsar por autogravitación debido a su gran masa; es como que se derrumban sobre ellas mismas.
En el medio, están las falsas supernovas o impostoras. Estrellas que estallan de manera colosal pero sobreviven; digamos que son estrellas “zombies” porque fingen su propia muerte. Hay varias casos de estrellas zombies; por ejemplo la catalogada como SMCN 2016-10a (La zombie SMCN 2016-10a | pdp, https://paolera.wordpress.com/2017/10/13/la-zombie-smcn-2016-10a/).
Son todas variables azules luminosas, precursoras de estrellas de tipo Wolf – Ryet.

Eta Car. es una estrella de este tipo (¿Puede una estrella fingir su propia muerte? (Si, puede) | pdp, https://paolera.wordpress.com/2017/03/22/puede-una-estrella-fingir-su-muerte-si-puede/)
En 1843, esta estrella brilló tanto que se convirtió en la segunda estrella más brillante de la noche superada sólo por Sirio, Alfa Can Mayor. Luego, comenzó a disminuir de brillo hasta que Hoy se la observa sólo con telescopios. A unos 7500 años luz de casa, en la constelación del Navío, en la región de la Quilla, está rodeada de materia remanente de supernova y para sorpresa se todos sigue activa y vigorosa con sus 100 masas Solares.

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Imagen de Eta Car de Wikipedia – autor: Nathan Smith (University of California, Berkeley), and NASA.

Tiene una compañera de unas 30 veces la masa del Sol pobre en Hidrógeno. Luego, se piensa que Eta Car. estalló al recibir materia de esa donante, pero esto aún no justifica que siga activa.

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Imagen del sistema binario Eta Car A y Eta Car B con un período de unos 5,5 años. – NASA’S GODDARD SPACE FLIGHT CENTER HOMUNCULUS NEBULA IMAGE COURTESY OF NASA/ESA/HUBBLE SM4 ERO TEAM.

Para eso hace falta más masa y ésta pudo venir de otra compañera.

El modelo sugiere un sistema triple; Eta Car A; Eta Car B y Eta Car C.

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Ilustración de evolución del sistema triple de Eta Car (de izquierda a derecha desde arriba hacia abajo)  – NASA, ESA, AND A. FEILD (STSCI).

Eta Car B, la compañera más cercana a Eta Car A, entró en la etapa de gigante, por lo que creció y por su cercanía entregó materia a Eta Car A. Eso explica su poca cantidad de Hidrógeno.
Ante la disminución de masa, la donante se alejó de Eta Car A pasando cerca de la más alejada, Eta Car C. Ésta sufrió un tirón gravitatorio que la llevó hacia Eta Car A, precipitando sobre ella y siendo asimilada. Eso provocó la colosal explosión.
Eta Car A conserva la suficiente masa para seguir activa, hasta que en algún momento consuma su hidrógeno, se convierta en una gigante azul de tipo Wolf – Ryet y termine estallando como una verdadera supernova, etapa de la cual no sobrevivirá.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Placa de Gliptodonte en Mar de Ajó.

El Gliptodonte fue un mamífero que vivió en el Pleistoceno en regiones de Sudamérica. (https://es.wikipedia.org/wiki/Glyptodon).

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Imagen de Wikipedia

Caminando por las playas de Mar de Ajó encontré una plaquita de caparazón de este animal (https://es.wikipedia.org/wiki/Mar_de_Aj%C3%B3) .

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Foto de placa de Gliptodonte hallada en Mar de Ajó – Crédito Pablo Della Paolera – permitida su distribución sin fines de lucro.

Así me lo confirmaron en el Museo de Ciencias Naturales de Mar de Ajó (http://cienciaenred.mcti.gba.gob.ar/miembro/museo-de-mar-de-ajo-).

Lo interesante es la forma hexagonal de la placa.
Esta morfología es la misma que se observa en los panales de abeja (Las abejas y las matemáticas | pdp, https://paolera.wordpress.com/2019/07/31/las-abejas-y-las-matematicas/). Las regiones hexagonales permiten administrar de manera óptima una superficie de perímetro arbitrario. O sea que los hexágonos regulares son las formas de menor perímetro, o de menor cantidad de lados de cierto tamaño, que permiten dividir o cubrir un área de la mejor manera, es decir, minimizando las pérdidas de superficie.
A esto de lo conoce como teorema (antes era conjetura) del panal de abejas (https://es.wikipedia.org/wiki/Conjetura_del_panal_de_abeja). Si tomamos un conjunto de vasos todos del mismo tamaño y los agrupamos sobre una superficie apretándolos para la cubran de la mejor manera posible, veremos que se disponen en grupos hexagonales.

Luego hallé lo que sería la parte central de otra plaqueta del mismo animal.

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Foto de la parte central de una placa de Gliptodonte hallada en Mar de Ajó – Crédito Pablo Della Paolera – Se permite su libre distribución sin fines de lucro.

Esto también me fue confirmado en el museo de Mar de Ajó. Como podemos observar en la primer foto, las plaquetas que conforman la gran coraza del Gliptodonte están formadas por siete partes; una central y seis que la rodean dando la forma hexagonal de la placa resultante.
Esta segunda pieza, aunque bastante desgastada, sería una de esas partes componentes de una placa, posiblemente la correspondiente a la parte central.

Referencia:

  • Diego Héctor Gambetta – Director Museo Mar de Ajó.

pdp.

Por qué titilan las estrellas – Cómo distinguirlas a simple vista de los planetas.

La luz de los astros debe atravesar la atmósfera terrestre para llagar a nosotros.
En ese camino, sufre una refracción (https://es.wikipedia.org/wiki/Refracci%C3%B3n). Ésta es mayor en objetos a baja altura, incluso, por ese efecto, se pueden observar objetos que están no muy por debajo del horizonte.

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Ilustración de Francisco Javier Blanco González en Wikipedia.

A mayor altura, la refracción es menor siendo nula a 90° o cuando el objeto está en el Zenit. En todo momento, hay turbulencias en la atmósfera que generan pequeñas y aleatorias variaciones o fluctuaciones en la refracción. Éstas, también son más notables cerca del horizonte que a mayor altura, sencillamente porque a baja altura, la luz debe atravesar más atmósfera hasta llegarnos.

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Ilustración publicada en Curiosity – ver enlace en referencia

Estas pequeñas variaciones en la refracción son las responsables de que las estrellas titilen.
Las estrellas son enormes, pero son tan lejanas que las vemos como objetos puntuales o sea sin tamaño aparente (aparte del Sol). Las fluctuaciones de la refracción son comparables al aspecto puntual de las estrellas y produce ese titileo tan particular. Incluso si las observamos por un telescopio, siempre las veremos puntuales y titilando.

Los planetas son más pequeños que las estrellas pero están mucho más cerca. Eso hace que presenten un disco aparente para el cual las fluctuaciones de la refracción no son tan apreciables. Es por eso que los planetas no titilan o lo hacen de manera despreciable. Observándolos por telescopio, apreciaremos su disco aparente (o fase en el caso Venus y Mercurio) con un brillo parejo.
En algunos casos, las fluctuaciones producen variaciones de color del rojo al azul en los objetos a baja altura.

Luego, podemos concluir que la diferencia observacional entre una estrella y un planeta a simple vista, es que las estrellas titilan y los planetas no.

Referencia:

pdp.