viernes, 27 de julio de 2018

Vida en Marte

Vida en Marte


El descubrimiento de un lago subterráneo en el planeta vecino plantea con fuerza la existencia de microbios extraterrestres. Y hace volar la cabeza





Es justo debajo de un casquete polar, el del polo sur, donde la sonda europea Mars Express ha descubierto ahora lo que podría ser un lago de agua líquida. [...] La temperatura media de la superficie de Marte es de 63ºC bajo cero, y en los polos es aún menor. Las cosas pueden ser algo menos drásticas a un kilómetro y medio de profundidad, que es donde está el lago, pero, en cualquier caso, para que el agua esté líquida en esas condiciones debe tener unas concentraciones de sal (percloratos de sodio, magnesio y calcio, en este caso) que, al menos en la Tierra, consideramos incompatibles con la vida. Pero ampliemos el foco. Puede que la temperatura del agua subterránea sea mayor de lo que parece, y por tanto la concentración de sal sea menor; puede que las bacterias marcianas, caso de haberlas, estén mejor adaptadas que las terrestres a unas condiciones tan extremas; y puede, sobre todo, que haya otros lagos similares, ya sea en el mismo polo sur o en otras zonas del planeta. Clic AQUÍ para seguir leyendo y ver la imagen.

Más información: https://elpais.com/elpais/2018/07/25/album/1532533843_950936.html

Primeras pruebas de la Teoría de la Relatividad General de Einstein realizadas con éxito cerca de un agujero negro supermasivo

Primeras pruebas de la Teoría de la Relatividad General de Einstein realizadas con éxito cerca de un agujero negro supermasivo

ESO culmina así 26 años de observaciones del corazón de la Vía Láctea

26 de Julio de 2018
Gracias a observaciones llevadas a cabo con el VLT (Very Large Telescope) de ESO, se han podido confirmar, por primera vez, los efectos predichos por la relatividad general de Einstein sobre el movimiento de una estrella que pasa por el intenso campo gravitatorio que hay cerca del agujero negro supermasivo del centro de la Vía Láctea. Este resultado tan buscado representa el punto culminante de una campaña de observación de 26 años con los telescopios de ESO en Chile.
El agujero negro supermasivo más cercano a la Tierra, oscurecido por espesas nubes de absorbente polvo, se encuentra a 26.000 años luz de distancia, en el centro de la Vía Láctea. Este monstruo gravitatorio, con una masa cuatro millones de veces la del Sol, está rodeado por un pequeño grupo de estrellas orbitando a su alrededor a gran velocidad. Este ambiente extremo (el campo gravitatorio más potente de nuestra galaxia), es el lugar perfecto para explorar la física de la gravedad y, en concreto, para probar la teoría de la relatividad general de Einstein.
Nuevas observaciones infrarrojas llevadas a cabo con los instrumentos GRAVITY [1]SINFONI y NACO, extremadamente sensibles e instalados en VLT (Very Large Telescope) de ESO, han permitido a los astrónomos seguir a una de estas estrellas, llamada S2, a medida que pasaba muy cerca del agujero negro durante mayo de 2018. En el punto más cercano esta estrella estaba a una distancia de menos de 20.000 millones de kilómetros del agujero negro y se movía a una velocidad superior a 25 millones de kilómetros por hora, casi un tres por ciento de la velocidad de la luz [2].
El equipo comparó las medidas de posición y velocidad de GRAVITY y SINFONI respectivamente, junto con observaciones anteriores de S2 con otros instrumentos, con las predicciones de la gravedad newtoniana, la relatividad general y otras teorías de la gravedad. Los resultados no concuerdan con las predicciones newtonianas y encajan perfectamente con las predicciones de la relatividad general.
Estas medidas extremadamente precisas fueron hechas por un equipo internacional liderado por Reinhard Genzel, del Instituto Max Planck de Física Extraterrestre (MPE) en Garching (Alemania), junto con colaboradores de otras partes del mundo (el Observatorio de París–PSL, la Universidad Grenoble Alpes, el CNRS, el Instituto Max Planck de Astronomía,la Universidad de Colonia, la institución portuguesa CENTRA – Centro de Astrofísica y Gravitación y ESO). Las observaciones son la culminación de una serie observaciones del centro de la Vía Láctea, las más precisas hechas nunca, y llevadas a cabo a lo largo de 26 años con instrumentos de ESO [3].
"Es la segunda vez que hemos observado el paso cercano de S2 alrededor del agujero negro en nuestro centro galáctico. Pero, esta vez, debido a que contamos con mejor instrumentación, pudimos observar la estrella con una resolución sin precedentes”, explica Genzel. "Nos hemos estado preparando intensamente para este evento durante varios años, ya que queríamos aprovechar al máximo esta oportunidad única de observar los efectos relativistas generales".
Las nuevas medidas revelan claramente un efecto llamado desplazamiento al rojo gravitacional. La luz de la estrella se desplaza a longitudes de onda más largas por el fuerte campo gravitatorio del agujero negro. Y el cambio en la longitud de onda de la luz de S2 coincide precisamente con la predicha por la teoría de la relatividad general de Einstein. Es la primera vez que esta desviación de las predicciones de la teoría newtoniana de la gravedad, más simple, se ha observado en el movimiento de una estrella alrededor de un agujero negro supermasivo.
El equipo utilizó SINFONI para medir la velocidad de S2 acercándose y alejándose de la Tierra, y el instrumento GRAVITY, instalado en el VLTI (el Interferómetro del VLT) para hacer medidas extraordinariamente precisas de la posición cambiante de S2 con el fin de definir la forma de su órbita. GRAVITY crea imágenes tan precisas que puede revelar el movimiento de la estrella de noche a noche a medida que se acerca al agujero negro (a 26.000 años luz de la Tierra).
"Nuestras primeras observaciones de S2 con GRAVITY, hace unos dos años, ya demostraron que tenemos el agujero negro ideal para usarlo como laboratorio", agrega Frank Eisenhauer (MPE), Investigador Principal de GRAVITY y del espectrógrafo SINFONI. "Durante el acercamiento, podíamos incluso detectar el débil resplandor alrededor del agujero negro en la mayoría de las imágenes, lo que nos permitió seguir a la estrella en su órbita con mucha precisión: esto, en última instancia, nos llevó a la detección del desplazamiento al rojo  gravitacional en el espectro de S2".
Más de cien años después de publicar su artículo en el que se establecían las ecuaciones de la relatividad general, Einstein ha demostrado estar en lo cierto una vez más, y esta vez, ¡en un laboratorio mucho más extremo que el que posiblemente podría haber imaginado!
Françoise Delplancke, jefa del Departamento de Ingeniería de Sistemas en ESO, explica el significado de las observaciones: "Aquí, en el Sistema Solar, sólo podemos probar las leyes de la física ahora y bajo ciertas circunstancias. Por lo tanto, en astronomía, es muy importante comprobar que estas leyes también son válidas allí donde los campos gravitatorios son mucho más fuertes".
Se siguen realizando observaciones y se espera que estas confirmen muy pronto otro efecto relativista — una pequeña rotación de la órbita de la estrella conocida como precesión de Schwarzschild — a medida S2 se aleja del agujero negro.
Xavier Barcons, Director General de ESO, concluye: "ESO ha trabajado con Reinhard Genzel y su equipo de colaboradores en los estados miembros de ESO durante más de un cuarto de siglo. Fue un gran desafío desarrollar instrumentos únicos, capaces de realizar estas delicadas y precisas medidas, e instalarlos en el VLT en Paranal. El descubrimiento anunciado hoy es el apasionante resultado de una importante colaboración".

Notas

[1] GRAVITY fue desarrollado por una colaboración formada por el Instituto Max Planck de Física Extraterrestre (Alemania), LESIA del Observatorio de París– PSL/CNRS/Universidad de la Sorbona/Universidad París Diderot e IPAG de la Universidad Grenoble Alpes/CNRS (Francia), el Instituto Max Planck de Astronomía (Alemania), la Universidad de Colonia (Alemania), la institución portuguesa CENTRA – Centro de Astrofísica y Gravitación (Portugal) y ESO.
[2] S2 orbita el agujero negro cada 16 años en una órbita altamente excéntrica que la lleva a su interior unos 20.000 millones de kilómetros —120 veces la distancia de la Tierra al Sol (unas cuatro veces la distancia entre el Sol y Neptuno)—, en su aproximación más cercana al agujero negro. Esta distancia corresponde a unas 1500 veces el radio de Schwarzschild del propio agujero negro.
[3] Las observaciones del centro de la Vía Láctea deben realizarse en las longitudes de onda más largas (en este caso infrarrojas) ya que las nubes de polvo entre la Tierra y la región central absorben la luz visible.

Información adicional

Este trabajo de investigación se ha presentado en el artículo científico titulado “Detection of the Gravitational Redshift in the Orbit of the Star S2 near the Galactic Centre Massive Black Hole“, por la Colaboración GRAVITY, y aparece en la revista Astronomy & Astrophysics el 26 de julio de 2018.
El equipo de la Colaboración GRAVITY está formado por: R. Abuter (ESO, Garching, Alemania); A. Amorim (Universidad de Lisboa, Lisboa, Portugal); N. Anugu (Universidad de Oporto, Oporto, Portugal); M. Bauböck (Instituto Max Planck de Física Extreterrestre, Garching, Alemania [MPE]); M. Benisty (Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG, Grenoble, Francia [IPAG]); J.P. Berger (IPAG; ESO, Garching, Alemania); N. Blind (Observatorio de Ginebra, Universidad de Ginebra, Versoix, Suiza); H. Bonnet (ESO, Garching, Alemania); W. Brandner (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania [MPIA]); A. Buron (MPE), C. Collin (LESIA, Observatorio de París, Universidad PSL de Investigación, CNRS, Universidades de la Sorbona, UPMC Univ. París 06, Univ. París Diderot, Meudon, Francia [LESIA]); F. Chapron (LESIA), Y. Clénet (LESIA); V. Coudé du Foresto (LESIA); P. T. de Zeeuw (Observatorio de Leiden, Universidad de Leiden, Leiden, Países Bajos; MPE); C. Deen (MPE); F. Delplancke-Ströbele (ESO, Garching, Alemania); R. Dembet (ESO, Garching, Alemania; LESIA); J. Dexter (MPE), G. Duvert (IPAG); A. Eckart (Universidad de Colonia, Colonia, Alemania; Instituto Max Planck de Radioastronomía, Bonn, Alemania); F. Eisenhauer (MPE); G. Finger (ESO, Garching, Alemania); N.M. Förster Schreiber (MPE); P. Fédou (LESIA); P. Garcia (Universidad de Oporto, Oporto, Portugal); R. Garcia Lopez (MPIA); F. Gao (MPE); E. Gendron (LESIA); R. Genzel (MPE; Universidad de California, Berkeley, California, EE.UU.); S. Gillessen (MPE); P. Gordo (Universidad de Lisboa, Lisboa, Portugal); M. Habibi (MPE); X. Haubois (ESO, Santiago, Chile); M. Haug (ESO, Garching, Alemania); F. Haußmann (MPE); Th. Henning (MPIA); S. Hippler (MPIA); M. Horrobin (Universidad de Colonia, Colonia, Alemania); Z. Hubert (LESIA; MPIA); N. Hubin (ESO, Garching, Alemania); A. Jimenez Rosales (MPE); L. Jochum (ESO, Garching, Alemania); L. Jocou (IPAG); A. Kaufer (ESO, Santiago, Chile); S. Kellner (Instituto Max Planck de Radioastronomía, Bonn, Alemania); S. Kendrew (MPIA, ESA); P. Kervella (LESIA; MPIA); Y. Kok (MPE); M. Kulas (MPIA); S. Lacour (LESIA); V. Lapeyrère (LESIA); B. Lazareff (IPAG); J.-B. Le Bouquin (IPAG); P. Léna (LESIA); M. Lippa (MPE); R. Lenzen (MPIA); A. Mérand (ESO, Garching, Alemania); E. Müller (ESO, Garching, Alemania; MPIA); U. Neumann (MPIA); T. Ott (MPE); L. Palanca (ESO, Santiago, Chile); T. Paumard (LESIA); L. Pasquini (ESO, Garching, Alemania); K. Perraut (IPAG); G. Perrin (LESIA); O. Pfuhl (MPE); P.M. Plewa (MPE); S. Rabien (MPE); A. Ramírez (ESO, Chile); J. Ramos (MPIA); C. Rau (MPE); G. Rodríguez-Coira (LESIA); R.-R. Rohloff (MPIA); G. Rousset (LESIA); J. Sanchez-Bermudez (ESO, Santiago, Chile; MPIA); S. Scheithauer (MPIA); M. Schöller (ESO, Garching, Alemania); N. Schuler (ESO, Santiago, Chile); J. Spyromilio (ESO, Garching, Alemania); O. Straub (LESIA); C. Straubmeier (Universidad de Colonia, Colonia, Alemania); E. Sturm (MPE); L.J. Tacconi (MPE); K.R.W. Tristram (ESO, Santiago, Chile); F. Vincent (LESIA); S. von Fellenberg (MPE); I. Wank (Universidad de Colonia, Colonia, Alemania); I. Waisberg (MPE); F. Widmann (MPE); E. Wieprecht (MPE); M. Wiest (Universidad de Colonia, Colonia, Alemania); E. Wiezorrek (MPE); J. Woillez (ESO, Garching, Alemania); S. Yazici (MPE; Universidad de Colonia, Colonia, Alemania); D. Ziegler (LESIA) y G. Zins (ESO, Santiago, Chile).
ESO es la principal organización astronómica intergubernamental de Europa y el observatorio astronómico más productivo del mundo. Cuenta con el respaldo de quince países: Alemania, Austria, Bélgica, Dinamarca, España, Finlandia, Francia, Italia, Países Bajos, Polonia, Portugal, el Reino Unido, República Checa, Suecia y Suiza, junto con el país anfitrión, Chile. ESO desarrolla un ambicioso programa centrado en el diseño, construcción y operación de poderosas instalaciones de observación terrestres que permiten a los astrónomos hacer importantes descubrimientos científicos. ESO también desarrolla un importante papel al promover y organizar la cooperación en investigación astronómica. ESO opera en Chile tres instalaciones de observación únicas en el mundo: La Silla, Paranal y Chajnantor. En Paranal, ESO opera el Very Large Telescope, el observatorio óptico más avanzado del mundo, y dos telescopios de rastreo. VISTA (siglas en inglés de Telescopio de Rastreo Óptico e Infrarrojo para Astronomía) trabaja en el infrarrojo y es el telescopio de rastreo más grande del mundo, y el VST (VLT Survey Telescope, Telescopio de Rastreo del VLT) es el telescopio más grande diseñado exclusivamente para rastrear el cielo en luz visible. ESO es el socio europeo de un revolucionario telescopio, ALMA, actualmente el mayor proyecto astronómico en funcionamiento del mundo. Además, cerca de Paranal, en Cerro Armazones, ESO está construyendo el ELT (Extremely Large Telescope), el telescopio óptico y de infrarrojo cercano de 39 metros que llegará a ser “el ojo más grande del mundo para mirar el cielo”.
Las traducciones de las notas de prensa de ESO las llevan a cabo miembros de la Red de Divulgación de la Ciencia de ESO (ESON por sus siglas en inglés), que incluye a expertos en divulgación y comunicadores científicos de todos los países miembros de ESO y de otras naciones.

El 
nodo español de la red ESON está representado por J. Miguel Mas Hesse y Natalia Ruiz Zelmanovitch.

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sábado, 21 de julio de 2018

La NASA envía una nave al Sol: ¿Por qué no se derretirá?

La NASA envía una nave al Sol: ¿Por qué no se derretirá?

La sonda atravesará la atmósfera solar a más de medio millón de grados de temperatura


José Manuel Nieves @josemnieves Madrid Actualizado:21/07/2018 03:57h

Dentro de apenas unas semanas, la NASA lanzará hacia el Sol su misión más ambiciosa, la Parker Solar Probe, así llamada en honor del astrofísico Eugene Parker, el primero en estudiar la naturaleza del viento solar. La sonda se acercará a nuestra estrella mucho más que cualquiera de las que la precedieron. Tanto, que llegará a penetrar a través de su ardiente atmósfera hasta prácticamente "tocar el Sol". Si nuestro planeta estuviera a un metro del Sol, la nueva sonda de la NASA se colocaría a menos de 10 cm de él. [...] Resistirá porque como el espacio está casi vacío, hay muy pocas partículas que puedan transferir energía a la nave espacial. No obstante, su escudo térmico "solo" se espera que se caliente a 1.400 grados centígrados, y dentro de la sonda la temperatura se espera no supere los 30. Clic AQUÍ para seguir leyendo y ver la imagen.

viernes, 20 de julio de 2018

La NASA destruyó por error la primera evidencia de vida en Marte hace más de 40 años


Un estudio revela que en 1976 las sondas Viking descubrieron materia orgánica en Marte, pero los resultados fueron quemados por equivocación
La NASA lanza su sonda 'InSight' para tomar el pulso a Marte


EL MUNDO 18 JUL. 2018 11:45

El pasado mes de junio, el Curiosity, la misión espacial no tripulada enviada por la NASA al planeta rojo para explorarlo, halló los indicios más claros de materia orgánica jamás encontrados en la superficie de Marte. No sólo eso, también encontró pruebas de variaciones estacionales en las emisiones de metano. Lo que lleva a pensar que la fuente de este gas, que a menudo es una señal de actividad biológica, proviene del planeta y podría almacenarse en las placas de hielo debajo de su superficie. [...] A pesar de la alegría, hace más de 40 años, las sondas Viking, lanzadas al espacio para realizar un estudio biológico del planeta rojo, hallaron los mismos indicios, si bien las pruebas fueron destruidas de forma accidental. Clic AQUÍ para seguir leyendo y ver las imágenes.

Más información: https://www.abc.es/ciencia/abci-hace-cuarenta-anos-nasa-quemo-error-mejor-evidencia-vida-marte-201807171346_noticia.html

Descubiertas 12 nuevas lunas girando alrededor de Júpiter

Descubiertas 12 nuevas lunas girando alrededor de Júpiter


Uno de los satélites, bautizado Valetudo, se mueve como un kamikaze contra el resto de cuerpos



Poco más de cuatro siglos después de que el científico italiano Galileo Galilei descubriera las cuatro primeras lunas de Júpiter, un equipo de astrónomos estadounidenses anuncia hoy el hallazgo de otros doce satélites girando alrededor del mayor planeta del sistema solar. Con las nuevas incorporaciones, Júpiter pasa a tener 79 lunas conocidas, más que cualquier otro planeta de nuestro vecindario. [...] Los nuevos satélites miden menos de tres kilómetros cada uno y son muy poco luminosos. Dos de ellos son más interiores y giran en el mismo sentido que la rotación de Júpiter. Otros nueve son exteriores y se mueven en la dirección opuesta. Y el duodécimo, de menos de un kilómetro, mezcla los dos tipos, con una órbita nunca vista en los satélites jovianos. 

sábado, 14 de julio de 2018

Encuentran el objeto más brillante del amanecer del universo

Encuentran el objeto más brillante del amanecer del universo

Se trata de un cuásar hiperbrillante que expele plasma y podría arrojar luz sobre el universo temprano.


Sarah Romero Julio 2018

Un equipo de astrónomos del Instituto Carnegie en Washington (EE. UU.) ha encontrado el objeto más brillante jamás descubierto en el universo primitivo, a 13.000 millones de años luz de distancia. Se trata de un cuásar de una época en la que nuestro universo tenía solo el 7% de su edad actual. Un cuásar es una galaxia que orbita un agujero negro supermasivo que se alimenta activamente de material. Las emisiones de luz y radio que vemos son causadas por el material alrededor del agujero negro, llamado disco de acreción. Este disco contiene polvo y gas girando a velocidades increíbles -como el agua que baja por un desagüe-, generando una fricción inmensa al ser atraída por la fuerza gravitacional masiva del agujero negro central. A medida que consumen materia, expulsa potentes chorros de plasma a casi la velocidad de la luz. Estos chorros son extremadamente brillantes en el espectro de frecuencia de radio. Fue precisamente esta señal que emanaba del cuásar recientemente descubierto, llamado PSO J352.4034-15.3373 (P352-15 para abreviar), la que fue recogida por el radiotelescopio Very Long Baseline Array. Clic AQUÍ para seguir leyendo y ver las imágenes.

viernes, 13 de julio de 2018

Un meteorito genera una gran bola de fuego sobre el Mediterráneo y cae al mar frente a Murcia

Un meteorito genera una gran bola de fuego sobre el Mediterráneo y cae al mar frente a Murcia


Ciencia EFE Toledo 9 JUL. 2018 14:38

Una roca procedente de un cometa ha generado la pasada madrugada una gran bola de fuego que ha sobrevolado el sur del país, de la que un pequeño fragmento se ha convertido en meteorito y ha caído al mar Mediterráneo frente a las costas de Murcia. El fenómeno, que se ha producido a las 5:13 horas, según informa en un comunicado el complejo astronómico de La Hita, en La Puebla de Almoradiel (Toledo), ha sido recogido por los detectores que tiene instalados en la Universidad de Huelva, así como en los observatorios astronómicos de Calar Alto (Almería), La Sagra (Granada) y Sevilla. Clic AQUÍ para seguir leyendo y ver los vídeos.

Detectado el origen de las partículas fantasma que bombardean la Tierra

Detectado el origen de las partículas fantasma que bombardean la Tierra

Un neutrino llegado de una galaxia a 4.000 millones de años luz identifica una fuente de rayos cósmicos y desvela un enigma cosmológico que ha durado más de un siglo






El 22 de septiembre de 2017, en el Polo Sur, a más de un kilómetro bajo el hielo de la Antártida, saltaron las alarmas en el detector IceCube. Este coloso de la ciencia caza más de 200 neutrinos al día, pero este era único porque tenía una energía muchas veces superior a la del resto de neutrinos, lo que indicaba su lejana procedencia. Gracias a esta partícula, cuya detección se ha anunciado hoy en dos artículos publicados en Science, se ha conseguido resolver un enigma cosmológico de más de 100 años: ¿De dónde vienen los rayos cósmicos, las emisiones de partículas más potentes que se conocen? Clic AQUÍ para seguir leyendo y ver la imagen.

Más información: https://www.lavanguardia.com/ciencia/fisica-espacio/20180712/45855523080/fuente-rayos-cosmicos-alta-energia-neutrinos-icecube.html

viernes, 6 de julio de 2018

El VLT de ESO capta la primera imagen confirmada de un planeta recién nacido

El VLT de ESO capta la primera imagen confirmada de un planeta recién nacido

El espectro revela una atmósfera nubosa


2 de Julio de 2018
SPHERE, un instrumento buscador de planetas instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, ha captado la primera imagen confirmada de un planeta formándose en el polvoriento disco que rodea a una estrella joven. El joven planeta está haciéndose camino a través del disco primordial de gas y polvo que rodea a la joven estrella PDS 70. Los datos sugieren que la atmósfera del planeta es nubosa.
Un equipo de astrónomos, liderado por un grupo del Instituto Max Planck de Astronomía, en Heidelberg (Alemania), ha captado una espectacular instantánea de formación planetaria alrededor de la joven estrella enana PDS 70. Utilizando el instrumento SPHERE, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO —uno de los instrumentos de búsqueda de planetas más potente del momento—, el equipo internacional ha realizado la primera detección firme de un planeta joven, llamado PDS 70b, hendiendo un camino a través del material que rodea a la joven estrella (y a partir del cual se forman planetas) [1].
El instrumento SPHERE también permitió al equipo medir el brillo del planeta en diferentes longitudes de onda, lo que, a su vez, permite deducir las propiedades de su atmósfera.
El planeta destaca claramente en las nuevas observaciones, visible como un punto brillante a la derecha del centro ennegrecido de la imagen. Se encuentra aproximadamente a 3.000 millones de kilómetros de la estrella central, lo cual equivale a la distancia entre Urano y el Sol. El análisis muestra que PDS 70b es un planeta gaseoso gigante con una masa unas cuantas veces la de Júpiter. La superficie del planeta tiene una temperatura de aproximadamente 1000° C, mucho más caliente que cualquier planeta de nuestro Sistema Solar.
La región oscura en el centro de la imagen se debe al uso de un coronógrafo, una máscara que bloquea la luz cegadora de la estrella central y permite a los astrónomos detectar a sus compañeros planetarios del disco, mucho más tenues. Sin esta máscara, la débil luz del planeta sería totalmente superada por el intenso brillo de PDS 70.
Estos discos alrededor de estrellas jóvenes son los lugares en los que nacen los planetas, pero hasta ahora sólo un puñado de observaciones han detectado indicios de planetas bebé en ellos”, explica Miriam Keppler, que lidera el equipo detrás del descubrimiento del planeta PDS 70, aún en formación. “El problema es que, hasta ahora, la mayoría de estos candidatos a planeta podrían ser solo fenómenos en el disco”.
El descubrimiento del joven compañero de PDS 70 es un emocionante resultado científico que ya ha merecido una investigación más profunda. En los últimos meses, un segundo equipo, que implica a muchos de los astrónomos del equipo del descubrimiento, incluyendo a Keppler, ha seguido estudiando las observaciones iniciales para investigar al nuevo compañero planetario de PDS 70 con más detalle. No solo han obtenido la espectacular imagen del planeta que se muestra aquí, sino que fueron incluso capaces de obtener un espectro del planeta. El análisis de este espectro indicó que su atmósfera está turbia.
El compañero planetario de PDS 70 ha escavado un disco de transición (un disco protoplanetario con un gigantesco "hueco" en el centro). Estas brechas internas se conocen desde hace décadas y se ha especulado con que fueran fruto de la interacción entre el disco y el planeta. Ahora, por primera vez, podemos ver el planeta.
Los resultados de Keppler ofrecen una nueva perspectiva sobre las primeras etapas de evolución planetaria, que son complejas y que no comprendemos del todo” comenta André Müller, líder del segundo equipo que investiga al joven planeta. “Necesitábamos observar un planeta en el disco de una estrella joven para comprender realmente los procesos de formación planetaria”. Determinando las propiedades atmosféricas y físicas del planeta, los astrónomos son capaces de probar modelos teóricos de formación planetaria.
Esta visión del nacimiento de un planeta bañado en polvo ha sido posible gracias a las impresionantes capacidades tecnológicas del instrumento SPHERE de ESO, que estudia exoplanetas y discos alrededor de estrellas cercanas utilizando una técnica conocida como imagen de alto contraste, todo un reto. Incluso bloqueando la luz de una estrella con un coronógrafo, SPHERE debe aplicar estrategias de observación concebidas de un modo inteligente y técnicas de procesamiento de datos para filtrar la señal de los débiles compañeros planetarios alrededor de estrellas jóvenes brillantes [2] en múltiples longitudes de onda y en diferentes épocas.
Thomas Henning, director del Instituto Max Planck de Astronomía y líder de los equipos, resume la aventura científica: “Después de más de una década de enormes esfuerzos para construir esta máquina de alta tecnología, ¡ahora SPHERE nos permite recoger lo sembrado con el descubrimiento de planetas bebé!”.

Notas

[1] Las imágenes del disco y del planeta y el espectro del planeta han sido captados durante el desarrollo de dos programas de sondeo llamados SHINE (SpHere INfrared survey for Exoplanets, sondeo de exoplanetas en el infrarrojo con SPHERE) y DISK (sondeo de SPHERE para discos circunestelares). SHINE pretende obtener imágenes de 600 estrellas jóvenes cercanas en el infrarrojo cercano utilizando el alto contraste y la alta resolución angular de SPHERE para descubrir y caracterizar nuevos exoplanetas y sistemas planetarios. DISK explora sistemas planetarios jóvenes conocidos y sus discos circunestelares para estudiar las condiciones iniciales de la formación planetaria y la evolución de las arquitecturas planetarias.
[2] Con el fin de extraer la débil señal del planeta junto a la brillante estrella, los astrónomos utilizan un sofisticado método que se beneficia de la rotación de la Tierra. En este modo de observación, SPHERE toma continuamente imágenes de la estrella durante un período de varias horas, manteniendo el instrumento tan estable como sea posible. Como consecuencia, el planeta parece girar lentamente, cambiando su ubicación en la imagen con respecto al halo estelar. Mediante elaborados algoritmos numéricos, las imágenes individuales se combinan de tal manera que todas las partes de la imagen que no parecen moverse durante la observación, como la señal de la propia estrella, se filtran. Esto deja sólo aquellos objetos que se mueven aparentemente — haciendo visible el planeta.

Información adicional

Este trabajo de investigación se ha presentado en dos artículos científicos titulados: “Discovery of a planetary-mass companion within the gap of the transition disk around PDS 70” y “Orbital and atmospheric characterization of the planet within the gap of the PDS 70 transition disk”, ambos publicados en la revista  Astronomy & Astrophysics.
El equipo tras el artículo del descubrimiento está formado por M. Keppler (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); M. Benisty (Univ. Grenoble, Francia, y Unidad Mixta Internacional Franco-Chilena de Astronomía, Chile),  A. Müller (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); Th. Henning (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); R. van Boekel (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); F. Cantalloube (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); C. Ginski (Observatorio de Leiden, Países Bajos); R.G. van Holstein (Observatorio de Leiden, Países Bajos); A.-L. Maire (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); A. Pohl (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); M. Samland (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); H. Avenhaus (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); J.-L. Baudino (Departamento de Física, Universidad de Oxford, Oxford, Reino Unido); A. Boccaletti (LESIA, Observatorio de París, Francia); J. de Boer (Observatorio de Leiden, Países Bajos); M. Bonnefoy (Univ. Grenoble, Francia); S. Desidera (INAF - Observatorio Astronómico de Padua, Italia);  M. Langlois (Univ. de Aix Marsella, CNRS, LAM, Marsella, Francia, y CRAL, UMR 5574, CNRS, Universidad de Lyon, Escuela Normal Superior de Lyon, Francia); C. Lazzoni (INAF - Observatorio Astronómico de Padua, Italia); N. Pawellek (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); T. Stolker (Instituto de Física de Partículas y Astrofísica, ETH Zúrich, Suiza); A. Vigan (Univ. de Aix Marsella, CNRS, LAM, Marsella, Francia); T. Birnstiel (Observatorio de la Universidad, Facultad de Física, Universidad Ludwig-Maximilian de Múnich, Alemania); W. Brandner (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); G. Chauvin (Univ. Grenoble, Francia, y Unidad Mixta Internacional Franco-Chilena de Astronomía, Chile); M. Feldt (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); M. Flock (Laboratorio de Propulsión a Chorro, JPL, Instituto Tecnológico de California, EE.UU., e Instituto Kavli de Física Teórica, Universidad de California, EE.UU.); J. Girard (Univ. Grenoble, Francia, y ESO, Chile); R. Gratton (INAF - Observatorio Astronómico de Padua, Italia); J. Hagelberg (Univ. Grenoble, Francia); A. Isella (Universidad Rice, Departamento de Física y Astronomía, EE.UU.); M. Janson (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania, y Departamento de Astronomía, Universidad de Estocolmo, Suecia); A. Juhasz (Instituto de Astronomía, Cambridge, Reino Unido); J. Kemmer (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); Q. Kral (LESIA, Observatorio de París, Universidad PSL de Investigación, CNRS, Universidades de la Sorbona, UPMC, Univ. París 06, Univ. París Diderot, París, Ciudad de la Sorbona, Francia, e Instituto de Astronomía, Cambridge, Reino Unido); A.-M. Lagrange (Univ. Grenoble, Francia); R. Launhardt (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); G. Marleau (Instituto de Astronomía y Astrofísica, Universidad Eberhard Karls de Tübingen, Alemania, e Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); A. Matter (Universidad de la Costa Azul, OCA, CNRS, Francia); F. Ménard (Univ. Grenoble, Francia); J. Milli (ESO, Chile), P. Mollière (Observatorio de Leiden, Países Bajos); C. Mordasini (Instituto de Física, Universidad de Berna, Suiza); J. Olofsson (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania, Instituto de Física y Astronomía, Facultad de Ciencias, Universidad de Valparaíso, Chile, y Núcleo Milenio Formación Planetaria - NPF, Universidad de Valparaíso, Chile); L. Pérez (Instituto Max Planck de Astronomía, Bonn, Alemania y Universidad de Chile, Departamento de Astronomía, Chile), P. Pinilla (Departamento de Astronomía/Observatorio Steward, Universidad de Arizona, EE.UU.); C. Pinte (Univ. Grenoble, Francia, UMI-FCA, CNRS/INSU, Francia (UMI 3386), y Depto. de Astronomía, Universidad de Chile, Chile, y Centro Monash de Astrofísica (MoCA) y Escuela de Física y Astronomía, Universidad de Monash, Australia); S. Quanz (Instituto de Física de Partículas y Astrofísica, ETH Zúrich, Suiza); T. Schmidt (LESIA, Observatorio de París, Universidad PSL de Investigación, CNRS, Universidades de la Sorbona, UPMC, Univ. París 06, Univ. París Diderot, Francia); S. Udry (Observatorio de Ginebra, Universidad de Ginebra, Suiza); Z. Wahhaj (ESO, Chile); J. Williams (Instituto de Astronomía, Universidad de Hawái en Manoa, Honolulu, EE.UU.); A. Zurlo (Univ. de Aix Marsella, CNRS, LAM, Laboratorio de Astrofísica de Marsella, Francia, Núcleo de Astronomía, Facultad de Ingeniería y Ciencias, Universidad Diego Portales, Chile, Escuela de Ingeniería Industrial, Facultad de Ingeniería y Ciencias, Universidad Diego Portales, Chile); E. Buenzli (Instituto de Física de Partículas y Astrofísica, ETH Zúrich, Suiza); M. Cudel (Univ. Grenoble, Francia); R. Galicher (LESIA, Observatorio de París, Universidad PSL de Investigación, CNRS, Universidades de la Sorbona, UPMC, Univ. París 06, Univ. París Diderot, Francia); M. Kasper (ESO, Alemania); J. Lannier (Univ. Grenoble, Francia); D. Mesa (INAF - Observatorio Astronómico de Padua, Italia, e INCT, Universidad De Atacama, Copiapó, Chile); D. Mouillet (Univ. Grenoble, Francia); S. (Observatorio de Ginebra, Universidad de Ginebra, Suiza, Universidades de la Sorbona, UPMC, Univ. París 06, Univ. París Diderot, Francia); G. Salter (Univ. de Aix Marsella, CNRS, LAM, Laboratorio de Astrofísica de Marsella, Francia); E. Sissa (INAF - Observatorio Astronómico de Padua, Italia); F. Wildi (Observatorio de Ginebra, Universidad de Ginebra, Suiza); L. Abe (Universidad de la Costa Azul, OCA, CNRS, Lagrange, Francia), J. Antichi (INAF - Observatorio Astrofísico de Arcetri, Italia); J.-C. Augereau (Univ. Grenoble, Francia); P. Baudoz (LESIA, Observatorio de París, Universidad PSL de Investigación, CNRS, Universidades de la Sorbona, UPMC, Univ. París 06, Univ. París Diderot, Francia); J.-L. Beuzit (Univ. Grenoble, Francia); P. Blanchard (Univ. de Aix Marsella, CNRS, LAM, Laboratorio de Astrofísica de Marsella, Francia); S. S. Brems (Observatorio de Heidelberg Königstuhl, Centro de Astronomía de la Universidad de Heidelberg, Alemania);  M. Carle (Univ. de Aix Marsella, CNRS, LAM, Laboratorio de Astrofísica de Marsella, Francia); A. Cheetham (Observatorio de Ginebra, Universidad de Ginebra, Suiza); A. Costille (Univ. de Aix Marsella, CNRS, LAM, Laboratorio de Astrofísica de Marsella, Francia); A. Delboulbé (Univ. Grenoble, Francia); C. Dominik (Instituto de Astronomía Anton Pannekoek, Países Bajos); P. Feautrier (Univ. Grenoble, Francia); L. Gluck (Univ. Grenoble, Francia); D. Gisler (Instituto de Física de Partículas y Astrofísica, ETH Zúrich, Suiza); Y. Magnard (Univ. Grenoble, Francia); D. Maurel (Univ. Grenoble, Francia); M. Meyer (Instituto de Física de Partículas y Astrofísica, ETH Zúrich, Suiza); T. Moulin (Univ. Grenoble, Francia); T. Buey (LESIA, Observatorio de París, Universidad PSL de Investigación, CNRS, Universidades de la Sorbona, UPMC, Univ. París 06, Univ. París Diderot, Francia); A. Baruffolo (INAF - Observatorio Astronómico de Padua, Italia); A. Bazzon (Instituto de Física de Partículas y Astrofísica, ETH Zúrich, Suiza); V. De Caprio (INAF - Observatorio Astronómico de Capodimonte, Italia); M. Carbillet (Universidad de la Costa Azul, OCA, CNRS, Lagrange, Francia); E. Cascone (INAF - Observatorio Astronómico de Capodimonte, Italia); R. Claudi (INAF - Observatorio Astronómico de Padua, Italia); K. Dohlen (Univ. de Aix Marsella, CNRS, LAM, Laboratorio de Astrofísica de Marsella, Francia); D. Fantinel (INAF - Observatorio Astronómico de Padua, Italia); T. Fusco (ONERA, Oficina Nacional de Estudios e Investigaciones Aeroespaciales, Francia); E. Giro (INAF - Observatorio Astronómico de Padua, Italia); C. Gry (Univ. de Aix Marsella, CNRS, LAM, Laboratorio de Astrofísica de Marsella, Francia); N. Hubin (ESO, Alemania); E. Hugot (Univ. de Aix Marsella, CNRS, LAM, Laboratorio de Astrofísica de Marsella, Francia); M. Jaquet (Univ. de Aix Marsella, CNRS, LAM, Laboratorio de Astrofísica de Marsella, Francia); D. Le Mignant (Univ. de Aix Marsella, CNRS, LAM, Laboratorio de Astrofísica de Marsella, Francia); M. Llored (Univ. de Aix Marsella, CNRS, LAM, Laboratorio de Astrofísica de Marsella, Francia); O. Möller-Nilsson (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); F. Madec (Univ. de Aix Marsella, CNRS, LAM, Laboratorio de Astrofísica de Marsella, Francia); P. Martinez (Universidad de la Costa Azul, OCA, CNRS, Lagrange, Francia); L. Mugnier (ONERA Oficina Nacional de Estudios e Investigaciones Aeroespaciales, Francia); A. Origné (Univ. de Aix Marsella, CNRS, LAM, Laboratorio de Astrofísica de Marsella, Francia); P. Puget (Univ. Grenoble, Francia), D. Perret (LESIA, Observatorio de París, Universidad PSL de Investigación, CNRS, Universidades de la Sorbona, UPMC, Univ. París 06, Univ. París Diderot, Francia); J. Pragt (Grupo NOVA de Instrumentación Óptica Infrarroja, Dwingeloo, Países Bajos); F. Rigal (Instituto de Astronomía Anton Pannekoek, Países Bajos); R. Roelfsema (Grupo NOVA de Instrumentación Óptica Infrarroja, Dwingeloo, Países Bajos); A. Pavlov (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); C. Petit (ONERA, Oficina Nacional de Estudios e Investigaciones  Aeroespaciales, Francia); G. Rousset (LESIA, Observatorio de París, Universidad PSL de Investigación, CNRS, Universidades de la Sorbona, UPMC, Univ. París 06, Univ. París Diderot, Francia); J. Ramos (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); P. Rabou (Univ. Grenoble, Francia); S. Rochat (Univ. Grenoble, Francia); A. Roux (Univ. Grenoble, Francia); B. Salasnich (INAF - Observatorio Astronómico de Padua, Italia); C. Soenke (ESO, Alemania); E. Stadler (Univ. Grenoble, Francia); J.-F. Sauvage (ONERA, Oficina Nacional de Estudios e Investigaciones Aeroespaciales, Francia); M. Suarez (INAF - Observatorio Astrofísico de Arcetri, Italia); A. Sevin (LESIA, Observatorio de París, Universidad PSL de Investigación, CNRS, Universidades de la Sorbona, UPMC, Univ. París 06, Univ. París Diderot, Francia); M. Turatto (INAF - Observatorio Astronómico de Padua, Italia); L. Weber (Observatorio de Ginebra, Universidad de Ginebra, Suiza).
El equipo responsable del artículo científico que desarrolla la caracterización, está formado por A. Müller (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); M. Keppler (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); Th. Henning (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); M. Samland (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); G. Chauvin (Univ. Grenoble Alpes, Francia, y Unidad Mixta Internacional Franco-Chilena de Astronomía, CNRS/INSU Universidad de Chile, Chile); H. Beust (Univ. Grenoble Alpes, Francia); A.-L. Maire (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); K. Molaverdikhani (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); R. van Boekel (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); M. Benisty (Univ. Grenoble Alpes, Francia, y Unidad Mixta Internacional Franco-Chilena de Astronomía, CNRS/INSU Universidad de Chile, Chile); A. Boccaletti (LESIA, Observatorio de París, Universidad PSL de Investigación, CNRS, Universidades de la Sorbona, UPMC, Univ. París 06, Univ. París Diderot, Francia); M. Bonnefoy (Univ. Grenoble Alpes, Francia); F. Cantalloube (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); B. Charnay (LESIA, Observatorio de París, Universidad PSL de Investigación, CNRS, Universidades de la Sorbona, UPMC, Univ. París 06, Univ. París Diderot, Francia); J.-L. Baudino (Departamento de Física, Universidad de Oxford, Reino Unido); M. Gennaro (Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial, EE.UU.); Z. C. Long (Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial, EE.UU.); A. Cheetham (Observatorio de Ginebra, Universidad de Ginebra, Suiza); S. Desidera (INAF - Observatorio Astronómico de Padua, Italia); M. Feldt (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); T. Fusco (DOTA, ONERA, Universidad París Saclay y Univ. de Aix Marsella, CNRS, LAM, Francia); J. Girard (Univ. Grenoble Alpes, Francia e Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial, EE.UU.); R. Gratton (INAF - Observatorio Astronómico de Padua, Italia); J. Hagelberg (Instituto de Física de Partículas y Astrofísica, ETH Zúrich, Suiza); M. Janson (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania y Departamento de Astronomía, Universidad de Estocolmo, Suecia); A.-M. Lagrange (Univ. Grenoble Alpes, Francia); M. Langlois (Univ. de Aix Marsella, CNRS, LAM, Laboratorio de Astrofísica de Marsella, Francia, y CRAL, UMR 5574, CNRS, Universidad de Lyon, Escuela Normal Superior de Lyon, Francia); C. Lazzoni (INAF - Observatorio Astronómico de Padua, Italia); R. Ligi (INAF-Observatorio Astronómico de Brera, Italia); F. Ménard (Univ. Grenoble Alpes, Francia); D. Mesa (INAF - Observatorio Astronómico de Padua, Italia, e INCT, Universidad De Atacama, Copiapó, Atacama, Chile); M. Meyer (Instituto de Física de Partículas y Astrofísica, ETH Zúrich, Suiza y Departamento de Astronomía, Universidad de Michigan, EE.UU.); P. Mollière (Observatorio de Leiden, Universidad de Leiden, Países Bajos); C. Mordasini (Instituto de Física, Universidad de Berna, Suiza); T. Moulin (Univ. Grenoble Alpes, Francia); A. Pavlov (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); N. Pawellek (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania, y Observatorio Konkoly, Centro de Investigación de Astronomía y Ciencias de la Tierra, Academia Húngara de Ciencias, Hungría); S. Quanz (Instituto de Física de Partículas y Astrofísica, ETH Zúrich, Suiza); J. Ramos (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania); D. Rouan (LESIA, Observatorio de París, Universidad PSL de Investigación, CNRS, Universidades de la Sorbona, UPMC, Univ. París 06, Univ. París Diderot, Francia); E. Sissa (INAF - Observatorio Astronómico de Padua, Italia);  E. Stadler (Univ. Grenoble Alpes, Francia); A. Vigan (Univ. de Aix Marsella, CNRS, LAM, Laboratorio de Astrofísica de Marsella, Francia); Z. Wahhaj (ESO, Chile); L. Weber (Observatorio de Ginebra, Universidad de Ginebra, Suiza); A. Zurlo (Núcleo de Astronomía, Facultad de Ingeniería y Ciencias, Universidad Diego Portales, Chile; Escuela de Ingeniería Industrial, Facultad de Ingeniería y Ciencias, Universidad Diego Portales, Chile).
ESO es la principal organización astronómica intergubernamental de Europa y el observatorio astronómico más productivo del mundo. Cuenta con el respaldo de quince países: Alemania, Austria, Bélgica, Dinamarca, España, Finlandia, Francia, Italia, Países Bajos, Polonia, Portugal, el Reino Unido, República Checa, Suecia y Suiza, junto con el país anfitrión, Chile. ESO desarrolla un ambicioso programa centrado en el diseño, construcción y operación de poderosas instalaciones de observación terrestres que permiten a los astrónomos hacer importantes descubrimientos científicos. ESO también desarrolla un importante papel al promover y organizar la cooperación en investigación astronómica. ESO opera en Chile tres instalaciones de observación únicas en el mundo: La Silla, Paranal y Chajnantor. En Paranal, ESO opera el Very Large Telescope, el observatorio óptico más avanzado del mundo, y dos telescopios de rastreo. VISTA (siglas en inglés de Telescopio de Rastreo Óptico e Infrarrojo para Astronomía) trabaja en el infrarrojo y es el telescopio de rastreo más grande del mundo, y el VST (VLT Survey Telescope, Telescopio de Rastreo del VLT) es el telescopio más grande diseñado exclusivamente para rastrear el cielo en luz visible. ESO es el socio europeo de un revolucionario telescopio, ALMA, actualmente el mayor proyecto astronómico en funcionamiento del mundo. Además, cerca de Paranal, en Cerro Armazones, ESO está construyendo el ELT (Extremely Large Telescope), el telescopio óptico y de infrarrojo cercano de 39 metros que llegará a ser “el ojo más grande del mundo para mirar el cielo”.
Las traducciones de las notas de prensa de ESO las llevan a cabo miembros de la Red de Divulgación de la Ciencia de ESO (ESON por sus siglas en inglés), que incluye a expertos en divulgación y comunicadores científicos de todos los países miembros de ESO y de otras naciones.

El 
nodo español de la red ESON está representado por J. Miguel Mas Hesse y Natalia Ruiz Zelmanovitch.

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André Müller
Max Planck Institute for Astronomy
Heidelberg, Germany
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Thomas Henning
Max Planck Institute for Astronomy
Heidelberg, Germany
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Mariya Lyubenova
ESO Outreach Astronomer
Garching bei München, Germany
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