miércoles, 13 de octubre de 2021

ENTRE FRB Y MAGNETARES .


El  recuentos  de  las  ráfagas  y  las  energías   se  muestran  en  histogramas  ,   imitando  la  pintura " Una  vasta  tierra "  ,   de  Wang  Ximeng   de  la  Dinastía  Song  .  Crédito  :   NAOC .
Desde  el  Radiotelescopio  FAST    ubicado  en  China   se  ha  detectados  un  total  de  1652  ráfagas  independientes  dentro  de  los  47  días  y  a  partir  del  29  de  agosto  del  año  2019   ,   y  viene  a  ser  una  lista  larga   de  los  eventos  FRB  hasta  la  fecha  ,  y  esta  situación  permite  la  determinación  ,  por  primera  vez   de  la  energía  característica  y  la  distribución  de  energía  de  cualquier  FRB  .
De  esa  manera  arroja  luz  sobre el  motor  central  que  alimenta  los  FRB  ,  recordemos  que  los  FRB  se  había  detectado  por  primera  vez  en  el  año  2007  ,  y  que  estas  explosiones  cósmicas  -  desconocidas  al  principios  -   pueden  ser  tan  breves  como  una  milésima  de  segundo  ,  mientras  producen  el  valor  de  un  año  de  la  producción  total  de  energía  de  nuestro  Sol  ,  al  principio  el  origen  de  los  FRB  se  desconocían  ,  hasta  se  llegó  a  suponer  que  eran  mensajes  extraterrestres  .
Hoy  sabemos  en  mas  de  un  90%  de  que  se  originan  en  magnetares  ,   aun  falta  saber  mas  sobre  su  comportamiento  ,   que  lo  origina  realmente  ,   y  las  causas  naturales  son  favorecidas  por  las  observaciones  ,  se  llegó    a  pensar   que  su   origen  podría  provenir  de  galaxias  lejanas  ,  mas  bien  de  sus  agujeros  negros  centrales  ,  se  pensó  inicialmente  porque  las  primeras  veces  se  detectaban  a  millones  de  años  luz  .
Pero  parte  de  los  FRB  se  repiten  ,  no  todos  los  FRB  ,  al  repetirse  facilitaron  sus  seguimientos   , incluyendo  la  localización  y  la  identificación  de  las  galaxias  anfitrionas  de  los  primeros  FRB  ,   el   FRB 121102  fue  el  primer  repetidor  conocido  y  el  primer  FRB  bien  localizado   ,  nos  dice    que  los  FRB  están  muy  asociados  con  una  fuente  de  radio  persistente   ,  en  el  caso  del  FRB  121102  es  muy  difícil  de  predecir  y  comúnmente  se  describe  como  estacional  ,    mientras  el  radiotelescopio  chino  FAST   observó   al  FRB  121102  estaba  actuando   con  frecuentes  pulsos  brillantes  .


FAST  toma  un  pulso  real  de  FRB  121012  .  Crédito  :  NAOC .
Y  entonces  entre  el  29  de  agosto  y  el  29  de  octubre  del  año  2019  ,  se  había  detectado  1652  eventos  de  ráfagas  independientes  en  un  total  de  59,5  horas  ,   y  si  bien  la  cadencia  de  ráfagas  vario  durante  la  serie  ,  se  observaron  122  ráfagas  durante  la  hora  pico  ,  y  que  corresponde  a  la  tasa   de eventos  mas  altas  jamas  observada  para  cualquier  FRB  .
Y  hay  que  entender  que  una  cadencia  tan  alta  facilita  un  estudio  muy  estadístico  de  las  ráfagas  FRB  ,  y  los  astrónomos  han  visto  una  energía   característica  clara  de  erg  ,  por  debajo  de  la  cual  la  generación  de  las  explosiones  se  volvió  menos  eficiente   ,  y  la  distribución  de  energía  de  ráfaga  puede  describirse  adecuadamente  como  bimodal  ,   es  decir  ,  una  función  log-normal  para  ráfagas  de  E  baja  y  una  función  de  Lorentz  para  ráfagas  de E  alta  .
Lo  que  implica  que  los  pulsos  FRB  mas  débiles  pueden  ser  de  naturaleza  estocástica  y  los  mas  fuertes  implican  una  relación  entre  dos  cantidades  independientes  ,  y  la  energía  total  de  este  conjunto  de  ráfagas  ya  suma  el  3.8%  de  lo  que  está  disponible  en  un  magnetar  y  no  se  encontró   periodicidad  entre  1 ms  y  1000 s  ,  lo  cual  limita  severamente  la  posibilidad  de  que  el  FRB  121102  provenga  de  un  objeto  compacto  aislado  .
Y  se  han  podido  descubrir  mas  de  6  nuevos  FRB   y  esto  a  través  de  la  encuesta  FAST  de  radioastronomia   ,  estos  hechos  ha  demostrado  que  la  antena  mas  grande  del  mundo  para  la  radioastronomia  ,  la  sensibilidad  de  FAST  demuestra  ser  muy  propicia  para  revelar  las  complejidades  de  los  transitorios  cósmicos   ,  entre  ellos ,  los  FRB   ,   y  todo  esto  permitió   hacer  un  gran  seguimientos  con  las  ráfagas  FRB  ,   y  entre  los  que  han  ayudado  para  analizar  estos  eventos  cósmico  están  la  Universidad  de  Cornell   ,  la  Universidad   de  Nevada  Las  Vegas ,  CSIRO  ,  Universidad  de  California  ,  Universidad  de  Nanjing  y  el  Instituto  Max-Planck   .
Todavía  falta  saber  mas  sobre  el  origen  claro de  los  FRB  ,  aparentemente  está  relacionado  con  los  magnetares  ,  estrellas  de  neutrones  altamente  magnetizadas  ,   pero  hay  que  saber  que  lo  origina ,  ,  siempre  hay  algo  nuevo  que debemos  saber  sobre  eventos  cósmicos  no  muy  claros  ,  como  en  estos  días  ,  con  una  señal  de  radio  casi  proveniente  desde  el  centro  galáctico  ,  la  astronomía  es  apasionante  ....



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lunes, 11 de octubre de 2021

CAMBIOS EN LA TENUE ATMÓSFERA DE PLUTON .

 


La  tenue  atmósfera  de  Pluton  desde  el  lado  nocturno  del  noveno  planeta  . .    .  Crédito  :  NASA/JPL/Caltech..
Se  confirma  la  disminución  de  la  densidad  atmosférica  en  Pluton  ,   ya  casi  nos  olvidamos  de  aquella  hazaña  hace  ya  mas  de  6  años  ,  cuando  el  noveno  planeta  nos  dio  una  gran  sorpresa  , cuando décadas  antes  solo  era  un  mero  punto  de  luz  sin  importancia  .
Pero  en  la  noche  del  15  de  agosto  del  año  2018  ,  el  noveno  planeta  pasó  por  delante  de  una  estrella  ,   y  astrónomos  del  Southwest  Research  Institute   han  observado  a  Pluton  en  ese  momento  ,  lo  han  hecho  para  observar  su  tenue  atmósfera  ,   a  esto  se  le  llama  evento  de  ocultación  ,   y  lo  hicieron  para  medir  la  abundancia  general   de  la  tenue  atmósfera  de  Pluton  .
Y  han  podido  encontrar  evidencias  de   que  ha  empezado  a  desaparecer  ,   y  se  ha  empezado  a  enfriar  nuevamente  debido  a  que  Pluton  se  aleja  de  nuestra  enana  amarilla  ,   y  esa  ocultación  ha  durado  solo  dos  minutos  ,   tiempo  el  cual  la  estrella  pasó  por  detrás  de  Pluton   ,   y  la  velocidad  a  la  que  la  estrella  desapareció  y  apareció   determinó  la  densidad  atmosférica  del  noveno  planeta   .
No  es  la  primera  vez  que  se  hace  o  se  usa  una  ocultación  con  Pluton  ,   por  lo  menos  se  hace  desde  el  año  1988  ,  y  la  misión  New  Horizons   ha  obtenido  en  aquel  histórico  encuentro  ,  un  perfil   de  la  densidad  del  pequeño  planeta  ,  mas  que  nada  de  su  tenue  atmósfera  ,   antes  del  sobrevuelo  de  la  sonda  interplanetaria  New  Horizons  ,  la  atmósfera  o  densidad  se  había   duplicado  cada  década  ,  pero  parece  que  a  partir  del  año  2018  ha  disminuido  .
Lo  que  han  observado  los  astrónomos  es  el  llamado   destello  central  ,   y  que  es  causado  por  la  refracción  de  la  luz   en  una  zona  en  el  mismo  centro  de  la  sombra   ,   porque  al  medir  una  ocultación    alrededor  de  un  objeto   con  atmósfera  ,   la  luz  se  atenúa  a  medida   que  atraviesa  la  atmósfera  y  luego  regresa   gradualmente   .

La  zona  de  Tombaugh  Regio  en  Pluton  ,  con  unos  1000  kilómetros  de  diámetro  .  
Y  este  hecho  produce  una  pendiente  moderada   en  cada  extremo  de  la  curva   de  luz  en  forma  de  U  ,    y  en  el  año  2018   la  refracción  de  la  atmósfera  de  Pluton    creó  un  destello  central   cerca  del  centro  de  su  sombra  ,   convirtiéndolo  en  una  curva  en  forma  de  W  ,    y  el  destello  central   nos  da  un  conocimiento  muy  preciso   de  la  trayectoria  de  las  sombras  de  Pluton  sobre  la  Tierra   .   
Como  en  la  Tierra  ,  en  Pluton  también  su  atmósfera  es  a  base  de  nitrógeno  ,   pero  en  Pluton   su  atmósfera  está  sustentada  por  el  vapor   de  sus  hielos    superficiales  ,   o  sea  ,  que  hay  pequeños  cambios  en  la  temperatura    del  hielo  superficial  y  resultarían   en  grandes  cambios  en  la  densidad  de  su  atmósfera   ,   e  implica  también  su  distancia  al  Sol  ,  en  su  punto  mas  cercano  está   a  30  UA   -  4500  millones  de  kilómetros  -  y  en  su  punto  mas  lejano  es  de  50  UA  -  unos  7500  millones  de  kilómetros  -  eso  influye  en  los  cambios  de  temperaturas  .
Que  en  parte  quiere  decir  que  a  mayor  distancia  ,  su  atmósfera  baja  en  densidad  ,  y  a  menor  distancia  ,  la  densidad  atmosférica  sube   ,   en  una  palabra  ,  Pluton  a  medida  que  se  aleja  , recibe  menos  luz  del  Sol  ,  su  atmósfera  no  se  calienta  o  aumenta  su  temperatura  atmosférica   ,  a  eso  se  le  llama  inercia  térmica   ,   imaginemos  que  el  Sol  calienta  la  arena  en  una  playa   ,   recordemos  que  la  luz  solar  es  mas  intensa  al  mediodía  ,   pero  la  arena  sigue  absorbiendo  la  calor  durante  la  tarde   .
Y  entonces  hace  mas  calor  al  final  de  la  tarde  ,   en  una  palabra  ,    la  persistencia  continua  de  la  atmósfera  de  Pluton   sugiere  que  los  depósitos  de  hielo   de  nitrógeno  en  la  superficie  del  noveno  planeta    se  mantuvieron  calientes   por  calor  almacenado  bajo  su  superficie  ,   en  una  palabra  ,  se  ha  empezado  a  enfriarse   debido  a  que  Pluton  se  aleja  de  nuestra  enana  amarilla   .      
Y  recordemos   que  el  deposito  mas  grande  de  hielo  de  nitrógeno  en  Pluton  se  halla  en   la  zona  conocida  como  Sputnik Planitia   ,   viene  a  ser  el  lóbulo  occidental   de  Tombaugh Regio   en  forma  de  corazón  ,  la  imagen  que  abre  este  post  nos  muestra  un  circulo  azul  alrededor  de  Pluton  ,   y  nos  dice  que  un  cielo  azul    es  el  resultado  de  la  dispersión   de  la  luz  solar   por  un  pequeño  números  de  partículas  ,   en  parte  la  neblina  atmosférica  en  Pluton  es  rojo  o  gris  ,   pero  el  tono  azulado  nos  dice  sobre  la   composición  ,  tamaño  de  las  partículas  atmosféricas  ,   la  atmósfera  de  Pluton  promedia  los  30  kilómetros  de  altitud  .  
Lo  que  nos  quiere  decir  que  la  densidad  atmosférica  de  Pluton  bajó  mientras  se  alejaba  de  su  perihelio   ,  eso  fue  en  el  año  1989  ,  hasta  marzo  del  año  1999  ,  cuando  el  noveno  estaba  por  dentro   de  la  órbita  del  octavo  planeta  ,  Neptuno  ,   y  desde   entonces  se  aleja  del  Sol  ,  y  no  volverá  a  estar  a  menos  distancia  que  Neptuno  hasta  septiembre  del  año  2226   .  
     
  


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domingo, 3 de octubre de 2021

DRAGONFLY : PARTE DE LA CIENCIA QUE HARÁ ......

 


Recordemos   que  la   misión  Dragonfly  explorará   la  composición  química  y geológica  en  la  superficie  de  Titan  ,   y  unos  de  sus  instrumentos  ,   el  espectrómetro  de  masa  -  DraMS -  va  a  buscar  caracterizar  el  contenido   orgánico  refractario   en  muestras  que  van  a  ser  adquiridas  ,   Dragonfly  va  a  analizar  la  química  prebiotica   ,  la  habitabilidad  y  la  posible  detección  de  biofirmas  químicas  en  Titan  .   
Ese  espectrómetro  de  masa  no  solo  se  usara  en  la  superficie  ,  sino  también  en  la  atmósfera  ,   ese  instrumento  es  capaz  de  múltiples   modalidades  analíticas  ,   buscara  principalmente  caracterizar    el  contenido  orgánico  de  baja  volatilidad  ,   para  el  espectrómetro  de  masa  de  Dragonfly  se  tuvo  que  adaptarlo  al  uso  que  se  le  dará  en  otro  lugar  diferente  ,  de  por  ejemplo  ,  en  Marte  ,   estas  adaptaciones  incluyen   un  enfoque  alterado  de  recolección   y  entrega  de  muestras   ,   modificaciones  en  la  fuente  de  iones  ,   y  optimizacion   del  rendimiento  para  operaciones  con  el  gas  atmosférico  de  Titan  .
No  olvidemos  que  Titan  es  un  mundo   oceánico   rico  en  materia  orgánica   y  es  un  objetivo  de  alta  prioridad  en  la  exploración  planetaria  ,    en  muchas  características  ,  Titan  es  muy  parecido  a  la  Tierra   ,  con  ríos  ,  montañas  ,  dunas  ,  lagos  y  mares  ,  con  nubes  y  lluvias  también  ,   pero  con  materiales    geológicos  alternativos  ,    la  síntesis  orgánica   extensa  tiene  lugar  en  lo  alto  de  su  atmósfera  ,    que  se  inicia  por  la  fotólisis ultravioleta    y  conduce  a  la  formación  de  moléculas  orgánicas    de  orden  superior  que  contienen   carbono  ,  hidrógeno  ,  nitrógeno  ,  metano  ,  etc  .
Y  en  la  atmósfera  fría  de  Titan  ,   eso  productos  orgánicos  de  la  síntesis  se   condensan  en  hielo  ,   y  después  los  compuestos  orgánicos  se  depositan   en  capas  sobre  el  lecho  rocoso  de  hielo  de  agua   de  la  superficie  de  Titan   ,   y  permite  interacciones  físicas    durante  el  procesamiento  geológico   y  interacciones  químicas   durante  los  periodos   en  lo  que  el  hielo  de  la  corteza    se  derrite  por  impactos  ,   o  de  supuestas  erupciones  criovolcanicas    del  océano  de  agua  interior  .  
Y  Dragonfly  va  a  aprovechar   la  densa  atmósfera  y  la  baja  gravedad  de  Titan   para  recorrer  kilómetros   a  gran  escala   ,   y  donde  usará  sus  instrumentos   para    una  investigación  en  profundidad   de  la  composición  química   y   los  procesos  ambientales  que  hay  allí  ,    su  trabajo  será  entre  las  dunas   orgánicas  y  un  cráter  de  impacto  ,   en  la  zona  ecuatorial  de  Titan  ,   se  supone  que  la  arena  de  las  dunas   orgánicas  están  estrechamente  relacionadas  con  las  partículas  de  la  neblina  atmosférica  de  Titan   .
Y  el  trabajo  científico  de  Dragonfly  dará   información  sobre  la  naturaleza   química  y  el  posterior  procesamiento   geológicos  de  los  materiales  depositados  ,  mientras  que  los  cráteres  de  impactos  en  Titan  son  importante  científicamente  ,    porque  pueden  determinar  el  alcance  de  la  química  prebiotica   ya  que  los  ambientes  acuosos  posterior  a  los  impactos   pueden  impulsar  la  formación    de  moléculas  biologicamente  relevantes   ,  y  que  pudo  haber  persistido  durante  millones  de  años  .

Infografia  que  muestra  las  características  del  instrumento  DraMS  ,  el  espectrómetro  de  masa  . Crédito  :  Melissa  Trainer.
Crear  un  espectrómetro  de  masa  para  usarla  en  la  superficie  de  Titan  no  fue  fácil  ,  porque   tiene  que  ser  adaptado  a  la  misión  en  un  mundo  helado   ,  ya  que  la  temperatura  allí  ronda  los  -179°  grados  Celsius  bajo  cero  -  unos  94  Kelvin  ,  -290° Fahrenheit - y  si  bien  el  instrumento  dentro  de  Dragonfly  estará  termicamente  protegido  ,   las  muestras  de  superficie  estarán   a  temperaturas  criogenicas  antes  de  su  introducción    en  la  ruta  de  manipulación    de  la  muestra  .

En  esta  infografia  se  observa   la  ubicación  del  espectrómetro  de  masa  - DraMS  - que  reside  en  la  sección  superior   de  Dragonfly  ,   el  instrumento   cálido  reside  en  la  zona  caliente   sombreada  en  rojo  ,   mientras  que  el  sistema  de  entrega  de  muestras   se  encuentra  en  la  zona  fría   sombreada  en  azul   para   mantener  las  muestras   por  debajo  de  su  punto  de  fusión  ,   en  el  recuadro  B  se  destaca   el  actual  diseño  DraMS  ,   mostrando  la  ubicación  relativa  del  espectrómetro  de  masa   y  otros  componentes  que  son  partes   integral  del  modo  LDMS  ,  una  flecha  direccional    en  cada  imagen   indica  el  vector  de  vuelo   de  Dragonfly  .  Crédito  :   Melissa  Trainer.   
Ademas  ,  las  composiciones   superficiales  son  desconocidas   ,   y  lo  que  se  pueda  encontrar  varia  entre   hielo de  agua  hasta  hielo  de  agua-amoniaco  ,   se  puede  encontrar  materiales  orgánicos    depositados  en  la  superficie  y  donde  puede  haber   moléculas  de  alto  peso  molecular   con  estructuras  complejas    como  hidrocarburo  saturado  ,  insaturado  ,   nitrilos  ,   hidrocarburos  aromáticos    policiclicos   ,   otro  modo  que  presenta  DraMS  es   espectrometría  de  masas  de desorcion  láser  -   para  el  estudio  de  composición  amplia   de  materiales  de  superficie  .
Y   espectrometría  de  masa  de  cromatografo   de  gases  ,   esto  para  la  separación   e  identificación  de  moléculas  prebioticas  ,   la  capacidad  LDMS    en  Titan  es  deseable    para  permitir  una  evaluación   de  la  composición  química  de  las  muestras   de  superficie  con  un  procesamiento  mínimo   de  muestras  ,   porque  muchas  especies  orgánicas   ,  aquellas  con  sustancias  aromáticas   ,   exhiben  una  fuerte  absorción  ultravioleta  ,    de  modo  que  un  láser  pulsado   puede  liberar  e  ionizar   tales  moléculas  directamente   .
El  manejo  de  muestras  criogenicas   se  aborda  manteniendo  una  temperatura   de  muestra  baja   en  toda  la  ruta  de  manejo   de  la  muestra  ,   en  términos  generales  ,  esto  se  logra  aislando   el  carrusel  DrACO    y  las  copas  de  muestra   dentro  de  una  porción  del  modulo   de  aterrizaje  que  está   acoplada  termicamente   a  la  atmósfera  de  Titan   ,    conocida  como  la  zona  fría  ,   una  pared  de  interfaz   mecánica  y  térmica   separa  la  zona  de  muestra  fría   y  la  zona  cálida   del  instrumento  y  permite   el  acceso  a  la  muestra   para  el  análisis  LDMS  ,   la  interfaz  de   separación  se  llama   Thermal  Barrier  en  el  recuadro  B  de  la  ultima  imagen  arriba  .      

   Sobre  estas  lineas    el  sistema  de  muestro  DrACO  ,    que  está  diseñado  para  que  cualquiera  de  los  dos  taladros   de  superficie  junto  con  cualquiera   de  los  dos  sopladores   -  la  llamada  configuración   croos-strapped  - se  pueda  utilizar  para  entregar  muestras   al  carrusel  de  entrega  de  muestras  de  doble  anillo  -   SDC  -  para  su  análisis  mediante    el  modo  DraMS  LDMS  ,   o  GCMS    ,    el  anillo  exterior  de  la  SDC    contiene  40  copas   LDMS   ,  mientras  que  el  anillo  interior   contiene  18  copas  GCMS   .  Crédito  :    Melissa  Trainer.    
El  entorno  criogenico  de  alta  presión  en  Titan   va  a  afectar  también   las  condiciones  en  que  se  manejaran  las  muestras   y  se  presentan  al  instrumento  ,   y  en  la  intención  de  cumplir  con  los  objetivos  científicos  de  Dragonfly   ,   la  misión  ha  priorizado    el  muestreo  de  materiales  de  las  dunas  refractarias  ,   donde  hay  eyecciones  de  cráteres  de  impactos   y  posibles  materiales  criovolcanicos  ,   se  determinó   que  el  material  a  granel  utilizado   para  definir  el   requisito  de  temperatura   para  las  muestras  es  hidrato    de  amoniaco  peritectico   con  un  punto  de  fusión  de  176  Kelvin   .
Finalmente  recordemos  que  la  misión  Dragonfly   va  en  busca   de  la  primera  investigación   profunda    de  la  química  y  la   habitabilidad   en  Titan  ,   y  es  algo  de  emular  como  las  dos  sondas  Viking  que  han  buscado   la  presencia  de  moléculas  orgánicas  y  de  biofirmas   importantes   en  Marte  ,   y  tal  investigación  en  un  mundo  oceánico   dominado  por  el  hielo  de  agua  ,   con  una  abundancia  de   química  compleja   rica  en  carbono  seguramente  producirá  descubrimientos  importantisimos  para  la  ciencia  .
A  medida  que  se  realice  la  construcción  y  avance  de  Dragonfly  ,  se  informará  con  mas  detalles  ,  los  pormenores  de  los  instrumentos  de  Dragonfly   ,  y  espero  que  la  misión  se  concrete  y  llegue  a  destino  ,  porque  yo  como  miles  de  personas  en  todo  el  mundo  ,  espera  ver  las  imágenes  de  un  mundo  gélido  con  los  ingredientes  primordiales  de  cuando  apareció  la  vida  en  este  punto azul  pálido  .  


                                         
   



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sábado, 2 de octubre de 2021

LA SONDA INTERPLANETARIA BEPICOLOMBO NOS DA UNA PERSPECTIVA DE MERCURIO .

 


La  sonda  interplanetaria  BepiColombo  hace  pocas  horas  atrás  ha  visitado  al  primer  planeta  de  nuestro  sistema  solar   ,  y  con  ese  planeta  comenzará  hacer  ciencia  en  el  año 2025   .
Eso  fue  el  pasado  viernes  1  de  octubre  ,  mientras  usaba  a  Mercurio  como  ayuda  gravitatoria  ,   y  a  solo  200  kilómetros  de  su  superficie  ,   y  fue  a  las  23:44  UTC  ,   tiempo  universal   ,    pero  la  imagen  que  abre  este  post  se  obtuvo  desde  una  distancia   de  2418   kilómetros  ,   la  de los  200  kilómetros  de  máxima  aproximación  fue  diez  minutos  antes  ,   a  las  23:34  UTC  .
La  imagen  que  nos  muestra  es  la  región    del  hemisferio  norte  de  Mercurio  ,  mas  bien  la  zona  llamada    Sithu Planitia   ,   el  cráter  muy  brillante  a  la  izquierda  en  Mercurio  es  el  Cráter  Calvino   ,   en  la  parte  inferior  de  la   imagen  se  observa  el  Cráter   Lermontov  ,  de  unos  166  kilómetros  de  diámetro   .
   

      He  aquí  la  misma  imagen  pero  anotado  con  algunas  de  las  características  de  esa  zona  de Mercurio  .  Crédito  :   ESA/BepiColombo.
Aclaremos  que  esta  ayuda  gravitatoria  con  Mercurio  es  la  primera  con  el   planeta  pero  es  la  cuarta   desde  que  se  lanzó   esta  misión  interplanetaria   ,   en  primer  lugar  fue  un  sobrevuelo  con  la  Tierra  ,   dos  con  Venus  y  seis  con  Mercurio  .

He  aquí  los  9  sobrevuelos  para  poder  entra  en  órbita  con  Mercurio  en  el  año  2025  ,  precisamente  el  9  de  enero  de  ese  año  ,   la  próxima  aproximación  para  ayuda  gravitatoria  con  Mercurio  sera  el  23  de  junio  del  año  que  viene   .  Crédito  :  ESA. 

He  aquí  otra  imagen  de  ese  encuentro  con  Mercurio  ,   en  este  caso  ,  la  imagen  se  tomó  a  una  distancia  de  2687   kilómetros   -  en  este  caso  es   1669  millas  -   en  este  caso  es  una  imagen  del  hemisferio  sur  de  Mercurio  ,    con  llanuras  llenas  del  lavas  y  cráteres  ,   hay  un  cráter  que  no  se  ve  porque  lo  cubre  en  parte  la  sonda  BepiColombo  ,  es  el  Cráter   Haydn  ,  de  unos  251  kilómetros  de  diámetro  ,  unos  155  millas  .  Crédito  :     ESA/BepiColombo .
    

He  aquí  una  imagen  anotada  con  algunas  de  las  características  de  algunos  cráteres  en  Mercurio   .  Crédito  :   ESA/BepiColombo.

Aquí  se  puede  ver  el  amanecer  en  el  primer  planeta  de  este  sistema  solar   ,  en  este  caso  ,  la  imagen se  tomó  desde  una  distancia  de  1183  kilómetros  de  la  superficie  de  Mercurio   - 735  millas  -   y  la  próxima  imagen  es  la  misma  que  la  que  está  sobre  estas  lineas  ,  pero  anotado  con  rasgos  importantes  . Crédito  :  ESA/BepiColombo.



Aquí  la  misma  imagen  y  las  anotaciones  de  los  detalles  mas  importantes  en  esa  zona  del  terminador  de  Mercurio  .  Crédito  :  ESA/BepiColombo.
El  Cráter  Raphael  tiene  un  diámetro  de   342  kilómetros   ,-  212  millas  -  y  que  se  observa  en  su  interior  ,  cráteres  mas  pequeños   ,  de  los  primeros  tiempos  de  la  creación  del  sistema  solar  ,  donde   llovía  meteoritos  durante  millones  de  años   .

No  se  visita  mucho  a  Mercurio  ,  a  tal  punto  que  esta  misión  interplanetaria  es   la  tercera  en  visitar  este  planeta  ,    y  la  segunda  en  entrar  en  órbita  de  Mercurio  ,   el  primero  fue  el  Mariner  10  en  el  año  1974   ,  y  el  segundo  fue  la  sonda  Messenger  entre  los  años  2011  al  2015  .
Otro  dato  importante  es   que  la  gravedad  del  Sol   presenta  un  desafío   para  colocar  una  sonda  espacial    en  una  órbita  estable  alrededor  de  Mercurio  ,    porque  se  necesita  mas  energía  aun   que  enviar  una  misión  interplanetaria  a  Pluton  . 
Recordemos  que   esta  misión  a  Mercurio  es  para  analizar  su  núcleo   ,  el  campo  magnético   y  al  exosfera  ,  es  una  manera  de  entender  como  evolucionó  un  planeta  muy  cercano  al  Sol  ,   su  órbita  alrededor  de  nuestra  enana  amarilla  es  de  solo  88  días  y  a  unos  58  millones  de  kilómetros  del  Sol  .  



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lunes, 27 de septiembre de 2021

UNA AVENTURA CIENTÍFICA EN EL POLO SUR DE LA LUNA .

 


He  aquí  los  17  cráteres   y  depresiones   recientemente  estudiados  se  encuentran  cerca  del  polo  sur  de  la  Luna  ,   son  zonas  de  interés  científico  para  la  misión  Viper   -  si  bien  ya  se  eligió  el  sitio  de  aterrizaje  ,  que  está  arriba  a  la  derecha  ,  la  zona  se  llama  Nobile  -   las  representaciones  de  la  superficie  lunar  que  se  muestran  aquí  se  basan  en  datos   de  altímetro  del  Lunar   Reconnaissance  Orbiter   :  Crédito  :    NASA/SETI INSTITUTE/Universidad  de  Oxford/  .
 En  la  Luna   hay  valles  ,  llanuras  ,  montañas  ,  cráteres  ,  en  toda  su  superficie  ,   y  en  los  polos  también  ,  por  el  efecto  de  la  libración  ,  nosotros  desde  la  Tierra  podemos  ver  el  60%   de  su  superficie  ,  y  la  Luna  tarda  28  días  en  rotar  sobre  si  misma  ,   pero  en  los  polos  hay  zonas  de  perpetua  oscuridad  .
Y  allí  se  piensa  hay   reservorio   de  agua  helada  con  seguridad  mezclado  con  regolito  ,  y  científicos  del  Instituto  Max  Planck  han   mostrado  unas  17  zonas  cercanas  al  polo  sur  lunar  con  posible  presencia  de  agua  ,   y  son  lugares  con  gran  interés  científico  para  la  misión  Viper  ,   y  por  eso  han  buscado  cráteres  con  pendientes  suaves  para  que  ese  pequeño  rover  lunar  pueda  descender  hacia  las  profundidades  de  algunos  de  esos  cráteres  .
Y  tres  de  esos  17  cráteres   han  resultado  estar  dentro  del  área  de  interés  para  esa  misión  lunar  ,   que  por  ahora  está   previsto  que  aterrice  en  el  polo  sur  o  cercanías  ,  a  finales  del  año  2023  ,   porque  recordemos  que  poder  obtener  imágenes  sobre  esos  cráteres  hacia  abajo  es  difícil  por  falta  de  luz  solar  que  ilumine  hacia  el  interior  del  cráter  ,  pero  al  aprovecharse  parte  de  la  luz  solar  reflejadas  en  las  colinas  cercanas  y  los  esfuerzos  de  largas  horas  de  exposición   con  un  nuevo  método   de  procesamientos  de  imágenes   se  ha  obtenido   de 1-2  metros  por  pixel  en  las  imágenes  .    

Una  imagen  artística  que  muestra   al  rover  lunar  Viper   ,   y  que  buscará  hielo  de  agua  en  la  zona  del  polo  sur  de  la  Luna  ,   y  nos  dirá  donde  está   el  agua    y  cuánto  esta  disponible  para   usarlo  . Crédito  :   NASA.

Es  un  modelo  de  ingeniería    del  rover  lunar  Viper  ,   y  que  se  prueba  en  el  Laboratorio  de  Operaciones  Lunares    Simuladas    en  el  Centro  de   Investigacion  Glenn    ,  y  esa  prueba  ayudó  a  evaluar   cualidades  como  la  tracción    de  las  ruedas  en  la  superficie  lunar   .  Crédito  :  NASA/James  Zunt /Alcyon  Technical  Services.    
Como  la  Luna  es  un  lugar  seco  y  frío  y  al  no  tener  una  atmósfera  protectora  ,  los  reservorios  de  agua  no  están  a  la  vista  ,   pero  en  los  cráteres   del  polo  sur  se  espera  que  todavía  exista  agua  helada  ,   con  millones  de  año  de  presencia  allí  ,    y  las  mediciones  de  flujos   de  neutrones   y  la  radiación  infrarroja  obtenida    por  sondas  interplanetarias  en  los  últimos  años  ,   indican  la  presencia  de  agua  allí  ,   y  la  sonda  LCROSS    hace  12  años    proporcionó  una  prueba  directa    ,   la  sonda  disparó  un  proyectil  directamente  contra  la  superficie  del  Cráter  Caebus    del  polo  sur  sombreado  ,   y  los  análisis  posteriores  han  mostrado   con  la  nube  de polvo  disparado  hacia  el  espacio  ,  la  presencia  de  agua.    
Pero  si  alguna  vez  se  asienta  una  presencia  humana  allí  ,  en  la  Luna  ,  tiene  que  tener  recursos  para  una  permanencia  larga  de  meses  o  años   ,  y  el  agua  es  un  elemento  vital  ,   y  para  la  misión  Viper ,  se  necesita  datos  topográficos  y  geológicos  precisos  ,   y  la  sonda  LRO   de  la  NASA  lo  ha  proporcionado  ,   pero  para  poder  "ver "  los  cráteres  no  iluminados  ,  se  ha  creado  un  software  ,  un  algoritmo  de  aprendizaje   automático  llamado  HORUS    ,  que  sirve  para  eliminar  los  ruidos  de  las  imágenes  procesadas   por  las  misiones  que  topografíaron  la  superficie  lunar  .

El  modulo  de  aterrizaje  con  sus  dos  rampas  para  que  el  rover  lunar  Viper  descienda  a  la  superficie  ,  aquí  se  lo  prueba  en  el  Centro   Espacial  Johnson  de  la  NASA  en  Houston  . Crédito  :  NASA/CEJ/James  Blair.
Y  se  han  usado  mas  de  70.000  imágenes  de  la  misión  LRO   ,    usando  también  la  temperatura  de  la  cámara  como  la  trayectoria  de  la  sonda  espacial  ,   de  esa  forma  se  han  revaluado  unas  17  zonas  de  gran  interés  científico  ,   que  van  desde  0,18  a  54  kilómetros  cuadrados  de  tamaño  ,   con  este  análisis  ,  el  numero  y  las  formas  de  los  pequeños  cráteres   proporciona  información  sobre  la  edad  y   la  composición  de  la  superficie  ,    facilitando  a  la  vez   la  presencia  de  posibles  obstáculos   y  peligros  para  los  rovers  lunares  futuros  ,   lo  mas  seguro   que  si  hay  agua  en  la  superficie  lunar  y  en  los  polos  ,  no  está  en  forma  pura  sin  contaminación  ,  con  total  seguridad  estará  mezclado  con  el  polvo  y  el  regolito  .
La  misión  Viper  está  en  marcha  ,   en  post  a  futuro  ,  informaré  con  mas  datos  ,  lo  entresijo  de  esta  misión  lunar  ,  la  ventaja  de  esta  misión  lunar  es  que  sera  en  tiempo  mucho  menor  a   otras  misiones  interplanetarias  a  los  planetas  ,  porque  entre  2  a  3  años  ya  tenemos  una  aventura  científica  en  el  polo  sur  lunar   .

         








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jueves, 23 de septiembre de 2021

VISIONES ALUCINANTES DE MUNDOS MAS ALLÁ DEL SOL ....


Este  viene  a  ser  un  espectro  simulado   que  produce  un  patrón  detallado  de  colores   basado  en  las  longitudes  de  onda  de  la  luz  emitida  ,   de  esa  forma  se  hará  un  inventario  de  cada  molécula  que  existan  en  los  discos  protoplanetarios   ,  este  espectro  simulado  muestra   cuanto  de  los  gases  como  el  metano  ,   el  amoniaco  y  el  dióxido  de  carbono  existen   .  Crédito  :  NASA/ESA/CSA /Leah  Hustak.   
Recordemos  que  las  formaciones  planetarias  a  escala  cósmicas  llevan  muchos  millones  de  años   de  evolución  ,   y  una   de  las  grandes  promesas  de  poder  observar  mejor  estas  formaciones  planetarias  de  exoplanetas  sera  el  telescopio  James  Webb  ,   porque  es  bueno  saber  en  que  etapa   de  evolución  se  encuentra  para  poder  caracterizarlos  .
Es  evidente  que  el  mejor  enfoque  es  analizarlo  varias  veces   ,   y  sumar  datos  a  largo  plazo  sobre  un  objetivo  determinado   ,   y  en  el  caso  del  telescopio  James Webb  ,  crear  un  inventario  infrarrojo   ,   cuando  este  telescopio  funcione  ,   se  observarán  17  sistemas  planetarios   en  formación  activa  ,   aunque  estos  sistemas  planetarios  fueron  analizados  previamente  por  ALMA  .
Pero  el  telescopio  James  Webb  va  a  medir  los  espectros   que  pueden  revelar  moléculas   en  las  regiones  internas  de  estos  discos  protoplanetarios  ,    y  de  esta  forma  se  complementa  con  los datos  obtenidos  de  ALMA  ,    porque   esas  zonas  internas  es  donde  se  forman  los  exoplanetas    y  es  la  razón   de  saber    que  moléculas  existen  o  se  forman  allí   ,    la  intención  es  buscar  mas  datos  en  el  infrarrojo  de  lo  ya  encontrados   ,   y  se  usará  al  James  Webb  con  esa  idea   .
Una  vez  que  se  cambie  a  la  luz  infrarroja   se  obtendrán  imágenes  mas  sensibles   a  las  moléculas  mas  abundantes   que  transportan  elementos  comunes  ,   y  los  astrónomos  podrán  evaluar  mejor   las  cantidades  de  agua   ,   monoxido  de  carbono  ,   dióxido  de  carbono  ,  metano  y  amoniaco   en  cada  disco protoplanetario   ,   y  porque  de  forma  critica   podrán  contar   las  moléculas  que  contienen   elementos  esenciales  para  la  vida   tal  como  la  conocemos  .
Y  todo  esto  a  través de  la  espectroscopia   ,   porque  el  telescopio  James  Webb   va  a  capturar  toda  la  luz  emitida    en  el  centro  de  cada  disco  protoplanetario   como  un  espectro  ,   y  esto  va  a  producir  un  patrón  detallado  de  colores   basado  en  las  longitudes  de  onda   de  la  luz  emitida   ,   recordemos  que  cada  molécula  imprime  -  por  decirlo  de  una  manera  -    un  patrón  único  en  el  espectro    y  allí  los  astrónomos  podrán  identificar   qué  moléculas  están  allí   y  construir  inventarios   del  contenido   dentro  de  cada  disco  protoplanetario  .

He  aquí  17  de  los  20  sistemas  planetarios  cercanos  a  la  Tierra  que  fueron  observados  por  ALMA  ,   y  que  el  telescopio  James  Webb  lo  analizará   ,  pero  lo  que  hará  este  ultimo  es  analizar  los  discos  internos   ,  analizando  sus  espectros  y  detallar  sus  componentes  químicos . Crédito  :   ALAMA/ESO/NAOJ/NRAO/Nicolas  Lira.
Y   esos  patrones  en  el  espectro    también  llevan  la  información  sobre  la  temperatura    y  la  cantidad  de  cada  molécula  ,   por  eso  cuando  el  telescopio  James  Webb  funcione  bien  ,   va  a  ayudar  a  los  astrónomos  a  identificar    dónde  están  las  moléculas   dentro  del  sistema  general  ,   por  ejemplo  ,  si  están  mas  calientes  ,  indicaran  que  están  mas  cerca  de  la  estrella  ,   y  por  obvia  razones ,  si  están  mas  frío  ,  estarán  mas  lejos  de  la  estrella   ,    porque  saber  que  hay  en  las  regiones  internas  de  los  discos  protoplanetarios  ayuda  por  ejemplo  a  saber  si  el  agua  llega  a  lugares  donde  exoplanetas  potencialmente  habitables  se  están  formando .      
Y  es  importante  la  química  planetaria  a  través  de  la  espectroscopia   ,    porque  es  bueno  saber   como  los  materiales    que  se  encuentran  en  un  sistema    puede  terminar  en  diferentes  tipos  de  exoplanetas  ,    el  trabajo  de  este  telescopio  en  longitud  de  onda  infrarroja  ayudará   muchísimo  a  la  comunidad  científica   ,    porque  va  a  permitir  usar  los  datos  desde  distintos  ángulos  de  investigaciones  científicas   .      
Esos  17  sistemas  planetarios  están  cerca   ,   o  sea  ,  que  sus  discos  protoplanetarios  son  brillantes  y cerca  ,   mas  fácil  de  analizar  y  observar  científicamente  ,    por  eso  ALMA  los  ha  analizado  concienzudamente  ,   y  algunos  de  estos  17  sistemas  planetarios  lo  han  analizado    desde  el  año  2003  ,   el  instrumento  infrarrojo  medio  -  MIRI -  del  James   Webb   va  a  dar  muchas   ventajas   ,   en  el  sentido  de  que  la  ubicación  futura  del  telescopio  James  Webb    va  a  capturar  todo  el  rango  de  luz  infrarroja  media  ,   la  atmósfera  de  la  Tierra  la  filtra  ,   y  la  ventaja  que  sus  datos  serán  de  alta  resolución  .


Hace  casi  un  mes  que  el  telescopio  James  Webb  ha  completado   las  pruebas  previas  al  lanzamiento  en  diciembre  de  este  año   ,  en  la   segunda  imagen   se  muestra  que  se  ha  separado  el  parasol  de  5 capas  y  se  tensa  en  la  misma  configuración  que  tendrá  en  el  espacio  .  Crédito  :   Chris  Gunn  .
Que  permitirá  revelar   mas  lineas  y  movimientos   en  los  espectros  para  desentrañar  moléculas  especificas   ,   lo  que  se  busca  es  poder  determinar   si  hay  laguna  característica  común   entre  las  propiedades  de  los  discos   y  su  química  interna  ,   una  forma  de  poder  predecir  que  tipos  de  sistemas  planetarios  pueden  formar  exoplanetas  rocosos  de  tipo  terrestres  ,   también  les  permitiría  a  los  astrónomos  saber  si  algunos  elementos  químicos  de  discos  protoplanetarios  son  originarios  de  la  nube  molecular  que  la  formaron  ,   y   también  poder  saber  si  la  mezcla   precisa  de  materiales  químicos    cambian  con  el  tiempo  .
      
       



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