Explorando el nacimiento de las estrellas


Los astrónomos que usan la visión ultravioleta del Telescopio Espacial Hubble de la NASA han capturado una de las vistas panorámicas más grandes del fuego y la furia del nacimiento estelar en el universo distante. El campo presenta aproximadamente 15000 galaxias, de las cuales alrededor de 12000 forman estrellas. La visión ultravioleta de Hubble abre una nueva ventana al universo en evolución, rastreando el nacimiento de estrellas en los últimos 11 mil millones de años hasta el período de formación estelar más activo del cosmos, que ocurrió unos 3 mil millones de años después del Big Bang.

La luz ultravioleta ha sido la pieza que falta en el rompecabezas cósmico. Ahora, combinados con los datos de luz infrarroja y visible del Hubble y otros telescopios espaciales y basados ​​en tierra, los astrónomos han reunido uno de los retratos más completos hasta la fecha de la historia evolutiva del universo.

Los astrónomos, gracias a estudiar el nacimiento y formación de estrellas y galaxias, pueden sacar conclusiones sobre los inicios y formación del universo.

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Messier 4: El cúmulo globular más cercano a la Tierra


M4, en la constelación de Scorpius, es una enorme colección esférica de estrellas, que se conoce como cúmulo globular. A solo 5500 años luz de distancia, es el cúmulo globular más cercano a la Tierra. Debido a su magnitud aparente de 5.9 y la proximidad a Antares, una de las estrellas más brillantes en el cielo nocturno, M4 es relativamente fácil de encontrar con un telescopio pequeño. El grupo se ve mejor en julio.

M4 fue descubierto en 1746 por el astrónomo suizo Jean-Philippe Loys de Chéseaux. Se cree que el cúmulo alberga más de 100000 estrellas y contiene hasta 40000 enanas blancas, núcleos de antiguas estrellas muertas cuyas capas exteriores se han desplazado al espacio. A medida que las enanas blancas envejecen, se vuelven más frías, débiles y más difíciles de detectar. Por lo tanto, la edad de un cúmulo globular puede inferirse a partir de la edad de su enana blanca más tenue. Debido a que las estrellas en estos cúmulos son algunas de las más antiguas del universo, hasta hace 13 mil millones de años, los astrónomos pueden usarlas para estimar la edad del universo.

Las enanas blancas en M4 son menos de una billonésima parte del brillo aparente de las estrellas más tenues que se pueden ver a simple vista. Incluso las más brillantes de las enanas blancas detectadas no son más luminosas que una bombilla de 100 vatios vista a la distancia de la luna. El más tenue es comparable a una luz nocturna de 2,5 vatios a la misma distancia.

Los antiguos orbes que comprenden M4 fueron capturados por Hubble en luz visible e infrarroja. La imagen resultante ofrece una vista hacia el centro de un clúster que es más del doble de la edad de nuestro sistema solar.
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Representación del campo magnético del Sol


Los científicos del Observatorio de Dinámica Solar (SDO) de la NASA utilizaron sus modelos de computación para generar una vista del campo magnético del Sol el 10 de agosto de 2018. La brillante región activa en el área central del Sol muestra claramente una concentración de líneas de campo, así como la pequeña región activa en el borde derecho del Sol, pero en menor medida. El magnetismo impulsa la actividad dinámica cerca de la superficie del Sol.

SDO es administrado por el Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA, Greenbelt, Maryland, para el Directorio de Misiones Científicas de la NASA, Washington. Su Asamblea de imágenes atmosféricas fue construida por el Laboratorio de Astrofísica Solar Lockheed Martin (LMSAL), Palo Alto, California.

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Messier 3: El primero en ser descubierto por Charles Messier


El cúmulo globular M3 fue el primer objeto del catálogo de Messier que descubrió Charles Messier. Messier vio el cúmulo en 1764, confundiéndolo con una nebulosa sin estrellas. Este malentendido de la naturaleza de M3 se corrigió en 1784 cuando William Herschel pudo resolver las estrellas individuales del grupo. Hoy se sabe que contiene más de 500000 estrellas.

M3 es notable por contener más estrellas variables que cualquier otro grupo conocido. El brillo de una estrella variable fluctúa con el tiempo. Para algunas estrellas variables, su período se relaciona con su luminosidad intrínseca, por lo que los astrónomos pueden usar las fluctuaciones de brillo de esas estrellas para estimar sus distancias. Esto los hace extremadamente útiles para medir distancias a objetos de cielo profundo. M3 contiene al menos 274 estrellas variables.

Esta imagen del núcleo de M3 se construyó usando observaciones de Hubble en luz visible e infrarroja. El cúmulo se encuentra a 34000 años luz de la Tierra en la constelación de Canes Venatici. Tiene una magnitud aparente de 6,2 y se puede detectar usando un par de binoculares. El mejor momento para observar M3 es durante mayo.

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Messier 2: El primer cúmulo globular


El primer cúmulo globular del catálogo de Messier, M2 está ubicado aproximadamente a 37000 años luz de la Tierra en la constelación de Acuario. Un cúmulo globular es un grupo esférico de estrellas que están unidas por su mutua atracción gravitatoria. M2 tiene un diámetro de más de 150 años luz y es uno de los mayores grupos de este tipo. Fue descubierto en 1746 por el astrónomo francés Jean-Dominique Maraldi mientras observaba un cometa.

Esta imagen del Hubble del núcleo de M2 ​​se creó utilizando observaciones tomadas en longitudes de onda visibles e infrarrojas. M2 contiene más de 150000 estrellas. La mayor parte de la masa del cúmulo está concentrada en su centro, con chorros brillantes de estrellas que se extienden hacia afuera en el espacio. Tiene una magnitud aparente de 6.3 y se puede ver a simple vista en condiciones ideales de observación. El mejor momento para observar M2 es durante el mes de octubre.

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Alucinante aurora desde el espacio


¿Alguna vez te has preguntado qué aspecto tienen las auroras desde el espacio? El astronauta Alexander Gerst, también conocido como @Astro_Alex en twitter, nos da su vista aérea a bordo de la Estación Espacial Internacional.

Las luces danzantes de las auroras proporcionan vistas espectaculares en el suelo y desde el espacio, pero también capturan la imaginación de los científicos que estudian la energía entrante y las partículas del sol. Las auroras son un efecto de tales partículas energéticas, que pueden salir del sol tanto en una corriente constante llamada viento solar como debido a erupciones gigantes conocidas como eyecciones de masa coronal. Después de un viaje hacia la Tierra que puede durar 2 o 3 días, las partículas solares y los campos magnéticos causan la liberación de partículas ya atrapadas cerca de la Tierra, que a su vez desencadenan reacciones en la atmósfera superior donde las moléculas de oxígeno y nitrógeno liberan fotones de luz. El resultado: las luces del norte (Aurora Boreal) y del sur (Aurora Austral).

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Curiosidades sobre los agujeros negros


Los agujeros negros se encuentran entre las cosas más extrañas del universo. Son objetos masivos, colecciones de masa, con una gravedad tan fuerte que nada puede escapar, ni siquiera la luz. Los tipos más comunes de agujeros negros son los agujeros negros de masa estelar y supermasivos. 

Los agujeros negros de masa estelar se crean cuando las estrellas masivas explotan, dejando atrás un agujero negro con la masa de unos pocos soles. Los agujeros negros supermasivos existen en los corazones de las galaxias, como la nuestra, y generalmente contienen el equivalente en masa de millones de soles, en el centro de la Vía Láctea hay un agujero negro, de ahí su forma de espiral

La gran influencia gravitacional de un agujero negro distorsiona el espacio y el tiempo en el vecindario cercano. Cuanto más te acercas a un agujero negro, más lento corre el tiempo. Todo cuerpo que se acerca demasiado a un agujero negro queda atrapado y nunca puede escapar.

El "punto de no retorno" alrededor de un agujero negro se llama el "horizonte de sucesos". Esta es la región donde la gravedad del agujero negro supera el impulso del material que gira a su alrededor en el disco de acreción. Una vez que algo cruza el horizonte de sucesos, se pierde por la atracción del agujero negro.

Los agujeros negros se propusieron por primera vez para en el siglo XVIII, pero siguieron siendo una curiosidad físicomatemática hasta que se encontró el primer agujero negro candidato en 1964. Se llamó Cygnus X-1, una fuente de rayos X en la constelación de Cygnus.

Los agujeros negros no emiten radiación por sí solos. Son detectados por la radiación emitida a medida que el material se calienta en el disco de acreción, y también por el efecto gravitatorio del agujero negro sobre otros objetos cercanos (o sobre la luz que pasa).

La radiación emitida por el disco de acreción, que es conocida como la radiación de Hawking, nos confirma precisamente algo paradójico, y es que los agujeros negros realmente no son negros, emiten calor y en consecuencia luz espectral.

Famosos Agujeros Negros:


Cygnus X-1: Un agujero negro de masa estelar y una fuente de rayos X que se encuentra a unos 6500 años luz de distancia. Es un sistema binario que contiene una estrella variable azul supergigante y la fuente de rayos X que se piensa que es el agujero negro.


Sagitario A *: El agujero negro supermasivo en el corazón de la Vía Láctea. Se encuentra en la dirección de la constelación de Sagitario. Este agujero negro contiene la masa de alrededor de 4 millones de soles.


M87: Esta galaxia elíptica tiene un agujero negro de 3500 millones de masa solar en su corazón. El agujero negro está rodeado por un disco de material sobrecalentado y tiene un chorro de material supercalentado que fluye desde el agujero negro que se extiende a través de 5000 años luz desde el núcleo de la galaxia.


Centaurus A: Esta galaxia, que se encuentra en la dirección de la constelación Centaurus, es una galaxia espiral gigante con un núcleo increíblemente activo. Contiene un agujero negro de 55 millones de masa solar en su corazón, con dos chorros de material que salen de la galaxia a la mitad de la velocidad de la luz en un millón de años luz de espacio.
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Messier 1 (La Nebulosa del Cangrejo)


En 1054, los astrónomos chinos registraron uno de los eventos astronómicos más maravillosos, la muerte de una estrella, que dio origen a la Nebulosa del Cangrejo y fue durante casi un mes, visible en el cielo diurno.

Con una magnitud aparente de 8,4 y ubicado a 6500 años luz de la Tierra en la constelación de Tauro, la Nebulosa del Cangrejo se puede observar con un pequeño telescopio y se observa mejor en enero. La nebulosa fue descubierta por el astrónomo inglés John Bevis en 1731, y luego fue observada por Charles Messier, quien la confundió con el cometa de Halley. La observación de Messier de la nebulosa lo inspiró a crear un catálogo de objetos celestes que podrían confundirse con cometas, que puedes ver aquí.

Este gran mosaico de la Nebulosa del Cangrejo fue ensamblado a partir de 24 exposiciones individuales capturadas por el Hubble durante tres meses. Los colores de esta imagen no coinciden exactamente con lo que veríamos con nuestros ojos, pero nos permiten conocer la composición de este espectacular cadáver estelar. Los filamentos anaranjados son los restos andrajosos de la estrella y consisten principalmente de hidrógeno. El azul en los filamentos en la parte exterior de la nebulosa representa oxígeno neutro. El verde es azufre ionizado individualmente, y el rojo indica oxígeno doblemente ionizado. Estos elementos fueron expulsados ​​durante la explosión de supernova.

Una estrella de neutrones que gira rápidamente (el núcleo ultradenso de la estrella explotada) está incrustada en el centro de la Nebulosa del Cangrejo. Los electrones girando casi a la velocidad de la luz alrededor de las líneas de campo magnético de la estrella producen la misteriosa luz azul en el interior de la nebulosa. La estrella de neutrones, como un faro, emite rayos gemelos de radiación que hacen que parezca que pulsa 30 veces por segundo a medida que gira.

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Restos de una estrella: Supernova HBH 3

NASA
La supernova HBH 3 ​​brilla con luz infrarroja en esta foto del Telescopio Espacial Spitzer de la NASA. La luz infrarroja con una longitud de onda de 3,6 micras se muestra en azul, mientras que la luz infrarroja de menor energía con una longitud de onda de 4,5 micras se muestra en rojo. Spitzer capturó esta imagen en mayo de 2010, y la NASA la lanzó el 2 de agosto de 2018.

Este remanente de supernova , conocido como HBH 3, es uno de los más grandes de la Vía Láctea y mide unos 150 años luz de diámetro. También es uno de los más antiguos. La estrella que explotó para crear este espectáculo cósmico lo hizo hace entre 80000 y 1 millón de años.
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Mejores imágenes de las Perseidas

Cada año, a mediados de agosto, podemos observar la mayor lluvia de meteoros, llamada Perseidas, causada ​​por los restos dejados por el cometa Swift-Tuttle.

Las Perseidas nos dejan vistas tan espectaculares como estas a lo largo de los años:

El astrónomo Jimmy Westlake capturó este brillante meteorito Perseida, a pesar de la brillante combinación de la luz de la luna y el resplandor auroral sobre los cielos de Colorado en agosto del 2000.

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LLuvia de Perseidas 2018

NASA
Lluvia de meteoritos Perseidas sobre Daytona Beach, FL. Las Perseidas son conocidas por ser brillantes y rápidas, viajando a 132000 mph.

La mayoría de los meteoros que se ven en esta imagen son Perseidas. ¿Te das cuenta de que todos parecen estar saliendo de la misma dirección? Las Perseidas irradian desde un punto de la constelación de Perseo, de ahí viene su nombre.

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Lluvia de meteoros Perseidas


Los meteoros de las Perseidas, son causados ​​por restos dejados por el cometa Swift-Tuttle, a menudo se considera una de las mejores lluvias de meteoros del año, debido a sus altas tasas y agradables temperaturas de finales de verano.

NASA
Un meteorito Perseid sobre Daytona Beach, FL. Las Perseidas son conocidas por ser brillantes y rápidas, viajando a 132000 mph.

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Biografía: Erwin Schrödinger

Nacido: 12 de agosto de 1887 , Viena, Austria.
Muerto: 4 de enero de 1961 , Viena, Austria.
Afiliación en el momento del premio: Universidad de Berlín, Berlín, Alemania.
Premio Nobel de Física de 1933, otorgado conjuntamente a Erwin Schrödinger y Paul Adrien Maurice Dirac.
Motivación del premio: "por el descubrimiento de nuevas formas productivas de teoría atómica"
Campo: mecánica cuántica.


Trabajo:
En la teoría del átomo de Niels Bohr, los electrones absorben y emiten radiación de longitudes de onda fijas al saltar entre órbitas fijas alrededor de un núcleo. La teoría proporciona una buena descripción del espectro creado por el átomo de hidrógeno, pero debe desarrollarse para adaptarse a átomos y moléculas más complicados. Asumiendo que la materia (p. Ej., Electrones) podría considerarse como partículas y ondas, en 1926 Erwin Schrödinger formuló una ecuación de onda que calculaba con precisión los niveles de energía de los electrones en los átomos.
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Viajando al Sol: ¿Por qué Parker Solar Probe no se derrite?


La sonda solar Parker de la NASA se ha lanzado para viajar cerca del Sol, llegará más profundamente en la atmósfera solar, que cualquier misión anterior. Dentro de esa parte de la atmósfera solar, una región conocida como la corona, Parker Solar Probe proporcionará observaciones sin precedentes de lo que impulsa la amplia gama de partículas y energía. Dentro de la corona, también es, por supuesto, inimaginablemente caliente. La nave viajará con temperaturas superiores a un millón de grados Fahrenheit mientras es bombardeada con intensa luz solar.

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NASA lanza Parker Solar Probe para tocar el Sol

El cohete Delta IV de United Launch Alliance  ha lanzado la sonda solar Parker de la NASA para tocar el Sol, el domingo 12 de agosto de 2018, desde el Complejo 37 de lanzamiento en la Estación de la Fuerza Aérea de Cabo Cañaveral, Florida. Parker Solar Probe es la primera misión de la humanidad en una parte de la atmósfera del Sol llamada corona. Aquí se explorarán directamente los procesos solares que son clave para comprender y predecir los eventos del clima espacial que pueden afectar la vida en la Tierra.

NASA
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Rayos cósmicos. Qué son y donde encontrarlos.

¿Qué son los rayos cósmicos?
Los rayos cósmicos son partículas subatómicas, formadas por alrededor del noventa por ciento de protones, que se mueven a través del espacio a una velocidad cercana a la de la luz. Los campos magnéticos desvían y distorsionan el camino de las partículas, por lo que es casi imposible determinar su punto de origen. Sin embargo, la presencia de rayos cósmicos puede, bajo ciertas circunstancias, conducir a la emisión de rayos gamma, una forma de luz que viaja hacia nosotros directamente desde su fuente.


¿Dónde se pueden producir rayos cósmicos? En grandes eventos cósmicos, como son la muertes de estrellas, y en consecuencia los podemos encontrar en supernovas, nebulosas, agujeros negros... La NASA y el ESO encontraron evidencias de rayos cósmicos en supernovas.

¿Donde se pueden encontrar?
El Telescopio de área grande Fermi (LAT) de la NASA ha estado observando estos rayos gamma desde su lanzamiento en 2008, centrándose en dos remanentes de supernova conocidos como IC443 y W44. Ambos se están expandiendo hacia nubes de polvo interestelar que emiten rayos gamma cuando son golpeados por partículas de alta velocidad de los remanentes de supernova.

El remanente de supernova W44
Después de analizar cuatro años de datos, el equipo ha logrado identificar una característica en los rayos gamma de IC443 y W44, que se afirma que constituye una prueba concluyente de que los restos de supernova aceleran los rayos cósmicos. Los científicos identificaron la presencia de partículas conocidas como piones neutros, que se crean en colisiones entre los rayos cósmicos y los protones normales. Estos piones neutros se dividen en pares de rayos gamma y exhiben características específicas e identificables.

El remanente de supernova SN1006 de mil años de antigüedad
Un estudio de ESO, publicado simultáneamente a los hallazgos de Fermi, corroboró ampliamente el descubrimiento. El equipo de ESO utilizó su Very Large Telescope (VLT) para observar un sitio de supernova conocido como SN 1006, centrándose en el "frente de choque" donde los materiales de alta velocidad expulsados ​​por la supernova interactúan con la materia interestelar estacionaria.

Si bien el equipo no pudo confirmar la existencia de los rayos cósmicos, se identificaron varias "partículas de semilla". Estas partículas continúan interactuando con otros materiales, alcanzando eventualmente los extremadamente altos niveles de energía asociados con los rayos cósmicos.
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Cuanto más rápido te mueves, más peso ganas.


Si corres realmente rápido, ganas peso. No permanentemente, o se burlaría de los planes de dieta y ejercicio, pero momentáneamente, mientras mantienes la alta velocidad, y solo en una pequeña cantidad. Obviamente esto es aplicable a cualquier cuerpo, sea humano o no.

La velocidad de la luz es el límite de velocidad del universo. Entonces, si algo está viajando cerca de la velocidad de la luz, y le das un empujón, no puede ir mucho más rápido. Pero le has dado energía extra, y esa energía tiene que ir a alguna parte.

Donde va esa energía es a la cantidad de masa. De acuerdo con la relatividad, la masa y la energía son equivalentes. De modo que cuanta más energía pongas, mayor será la masa. Esto es insignificante a velocidades humanas, pero es curioso saber que se gana masa cuando un cuerpo se mueve a velocidades cercanas a las de la luz.
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Es sorprendentemente difícil ir al Sol


El Sol contiene 99.8 por ciento de toda la masa en nuestro sistema solar. Todo mantenido por su atracción gravitatoria, desde el pequeño Mercurio hasta los gigantes gaseosos. Pero a pesar de que el Sol tiene una atracción tan poderosa, es sorprendentemente difícil ir al Sol, se necesitan 55 veces más energía para ir al Sol que para ir a Marte.

¿Por qué es tan dificil? 

La respuesta está en el mismo hecho que evita que la Tierra se precipite hacia el Sol, nuestro planeta viaja muy rápido, aproximadamente 107826,05 kilómetros por hora, casi completamente de costado en relación con el Sol. La única manera de llegar al Sol es anular ese movimiento lateral, para ello necesitaremos la ayuda de Venus.

Como Parker Solar Probe se deslizará a través de la atmósfera del Sol, solo necesita bajar 85295,232 kilómetros por hora de movimiento lateral para llegar a su destino, pero eso no es tarea fácil. Además de usar un poderoso cohete, el Delta IV Heavy, Parker Solar Probe realizará siete asistencias de gravedad de Venus durante su misión de siete años para arrojar la velocidad lateral hacia el pozo de energía orbital de Venus. Estas ayudas de gravedad acercarán la órbita de Parker Solar Probe al Sol para un acercamiento récord de solo 6,2 millones de kilómetros desde la superficie visible del Sol en las órbitas finales.

Aunque está perdiendo velocidad hacia los lados para acercarse al Sol, Parker Solar Probe recuperará la velocidad general, reforzada por la extrema gravedad del Sol, por lo que también batirá el récord de los objetos humanos más rápidos jamás fabricados, alcanzando los 690000 kilómetros por hora en sus órbitas finales.

NASA.gov
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Historia: Marie Curie y la radiactividad

Marie Curie 
Área de investigación: Física y química 
Nacimiento: 1867, Varsovia, Imperio ruso (ahora Polonia) 
Muerte: 1934, Sallanches, Francia


Galardonada con el Premio Nobel de Física en 1903 y el Premio Nobel de Química de 1911En 1935, la hija de Marie, Irène Joliot-Curie, recibió el Premio de Química junto con su esposo Frédéric Joliot por el descubrimiento de la radiactividad artificial.

Cuando Maria Sklodowska era joven, Polonia estaba ocupada por Rusia y el zar ruso decidió que las mujeres no deberían estudiar en la universidad. Los padres de María eran profesores y ella tenía cuatro hermanos. María tenía las mejores calificaciones en la escuela cuando tenía 15 años, pero sufría de "trastornos nerviosos" y se sentía tan cansada que no podía hacer nada. Finalmente, María y su hermana Bronya lograron con mucho trabajo obtener una educación en el extranjero.

Con casi 24 años, María o "Marie" en francés, comenzó sus estudios en la Universidad de la Sorbona en París. Ella estudió física y matemáticas en una beca de postgrado. Lo único que faltaba era un laboratorio para investigar, pero ese problema se resolvió cuando un gerente de laboratorio llamado Pierre Curie le ofreció un lugar. Un año después, en 1895, se casaron.

Descubrimientos premiados con el Premio Nobel:
Ese mismo año, el físico francés Henri Becquerel descubrió que los minerales que contienen uranio emiten una fuerte radiación. Marie se interesó por este descubrimiento y encontró una manera de hacer mediciones de radiación precisas. Cuanto más uranio contienen los minerales, mayor es la intensidad de la radiación. Marie también encontró esta radiación en minerales que contienen el elemento torio.

Descubridora de minerales radiactivos y de la propia radiactividad natural:
Señaló que la pechblenda (una variedad masiva e impura de uraninita) emitía mucha más radiactividad que la que podía producir el uranio en el mineral y que no había torio en la pechblenda. Luego descubrió que la pechblenda debe contener otro elemento altamente radiactivo, pero desconocido hasta entonces, lo que suponía descubrir un nuevo elemento

La idea de encontrar un nuevo elemento fue tan emocionante para su esposo Pierre que puso su propia investigación a un lado y ayudó a Marie. En 1898, descubrieron dos elementos nuevos: polonio y radio. El polonio fue nombrado en honor al país de origen de Marie, Polonia. El radio recibió su nombre de la palabra latina rayo. De ahí viene la palabra radioactividad (radiactividad), de su trabajo con el radio.

En 1906, Pierre Curie murió cuando fue atropellado por un carruaje de caballos. Marie Curie murió en 1934 de anemia aplástica, una forma de daño en la médula ósea causada por toda la radiación que sufrió.

Beneficio para la humanidad:
Los elementos radiactivos tienen átomos que emiten diferentes tipos de radiación. La alta energía de la radiación destruye las células vivas y causa una quemadura. Dosis más bajas pueden dañar los órganos internos, causar anemia y aumentar el riesgo de cáncer. Los Curie descubrieron que la radiación también podía curar el cáncer y las úlceras cutáneas, y desarrollaron métodos para tratar el cáncer con radioterapia. Su descubrimiento también condujo a una mayor comprensión de cómo se forman los átomos.

Actualmente, el radio tiene muy pocos usos ya que se utilizan sustancias más seguras con propiedades radiactivas, como el cobalto y el cesio.
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Espectáculo estelar en Orión



Conocidas como Messier 78 (observadas por el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA), estas dos nebulosas verdosas redondas son en realidad cavidades talladas en las nubes de polvo oscuro circundantes. El polvo extendido es en su mayoría oscuro, incluso a la vista de Spitzer, pero los bordes aparecen en la luz infrarroja de media longitud de onda como marcos rojos brillantes que rodean los interiores brillantes. Messier 78 se ve fácilmente en pequeños telescopios en la constelación de Orión, justo al noreste del cinturón de Orión, pero se ve sorprendentemente diferente, con franjas dominantes y oscuras de polvo. Los ojos infrarrojos de Spitzer penetran en este polvo, revelando el brillante interior de las nebulosas.

Una hilera de estrellas bebé que todavía tienen que quemarse a través de sus caparazones natales se puede ver como puntos rojos en el exterior de la nebulosa. Eventualmente, estos florecerán en sus propias bolas brillantes, convirtiendo esta lente de dos ojos en un monstruo de muchos ojos de una nebulosa. 

Este es un compuesto de tres colores que muestra observaciones infrarrojas de dos instrumentos Spitzer. Azul representa luz de 3.6 y 4.5 micrones, y verde muestra luz de 5.8 y 8 micrones, ambos capturados por la cámara de matriz de infrarrojos de Spitzer. Rojo es una luz de 24 micrones detectada por el fotómetro de imagen multibanda de Spitzer.
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Una fuerza misteriosa arroja ondas de radio desde el espacio.


Nuestro universo está lleno de luz invisible. Más allá del espectro visible, el espacio es un desorden colorido de señales de radio y microondas disparadas por los "soles", estrellas que colapsan, campos magnéticos crepitantes, nubes de polvo y agujeros negros hirvientes.

Luego, está la luz que nadie comprende: misteriosas y ultrafinas chispas de energía que recorren miles de millones de años luz en el universo desde orígenes desconocidos, por razones desconocidas.

Los pulsos desconcertantes como estos a veces se llaman ráfagas de radio rápidas (FRB), porque pueden durar solo unos pocos milisegundos. En la mañana del 25 de julio, uno de esos estallidos de energía misteriosa pasó zumbando junto a una nueva serie de radiotelescopios enclavados en las montañas de Columbia Británica, Canadá, registrando una de las frecuencias de radio más raras jamás detectadas. 

Según una declaración publicada en The Astronomer's Telegram (un tablero de anuncios de observaciones astronómicas publicado por científicos acreditados), la misteriosa señal - llamada FRB 180725A después del año, mes y día en que fue detectada - transmitida en frecuencias tan bajas como 580 megahercios, casi 200 MHz más bajo que cualquier otro FRB jamás detectado.

"Estos eventos ocurrieron durante el día y la noche, y sus tiempos de llegada no están correlacionados con actividades conocidas in situ u otras fuentes conocidas", escribió Patrick Boyle, autor del informe del Astrónomo Telegram y gerente de proyecto de la Intensidad del hidrógeno canadiense. Mapping Experiment (CHIME) - el radiotelescopio que detectó la nueva firma extraña.

La frecuencia baja y rápida del pulso sugiere que el estallido fue extremadamente brillante y se originó a partir de una fuente locamente poderosa en algún lugar del cosmos. Estudiar la señal peculiar podría dar a los astrónomos mejores pistas sobre cómo se forman estas ondas de radio extragalácticas y de dónde vienen.

"Las ráfagas de radio rápidas son extremadamente brillantes debido a su corta duración y origen a grandes distancias, y no hemos identificado una posible fuente natural con confianza", Avi Loeb, científico del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica que no participó en el descubrimiento, dijo el año pasado en un comunicado relacionado con una nueva investigación sobre estas explosiones.

Agregó que vale la pena considerar un "origen artificial" de las señales (es decir, inteligencia extraterrestre). Otros orígenes posibles incluyen supernovas (estrellas explosivas), agujeros negros supermasivos u otras fuentes de poderosa radiación electromagnética, como los púlsares.

Los FRB siguen siendo un misterio total para los astrónomos y rutinariamente atraen la curiosidad de los cazadores alienígenas. Las señales son, por naturaleza, extremadamente breves y viajan extremadamente lejos en el espacio; ubicar una fuente precisa de pulsos tan elusivos no es tarea fácil. Además de esto, solo se han detectado cerca de 40 FRB en la Tierra desde que se descubrieron por primera vez en 2007, por lo que la investigación sobre ellos sigue siendo escasa.

Pero a pesar de la relativa rareza de los FRB en astronomía, probablemente sean una ocurrencia cósmica regular, dijo a The Daily Mail Christopher Conselice, profesor de astrofísica en la Universidad de Nottingham que no participó en el descubrimiento. Los FRB incluso pueden llegar a nuestro planeta miles de veces al día, dijo Conselice; simplemente no hemos construido suficientes herramientas para detectarlos todos todavía.

La última señal misteriosa fue detectada por CHIME, un radiotelescopio de última generación que se parece a la media pipa de un skater en las montañas de Columbia Británica. CHIME fue diseñado para detectar ondas de radio antiguas enviadas cuando el universo era solo un niño pequeño, hace unos 6 mil a 11 mil millones de años. A pesar de que ha estado en operación por solo un año, ya ha detectado varios FRB notables, incluidas varias señales de baja frecuencia que siguieron poco después del notable FRB 180725A la semana pasada.

Live Science.
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6 imágenes increíbles de Titán

NASA
Estas seis imágenes infrarrojas de la luna de Saturno, Titán, representan algunas de las vistas más claras de la superficie de la luna helada producidas hasta ahora. Las vistas se crearon utilizando 13 años de datos adquiridos por el instrumento Espectrómetro de Cartografía Visual e Infrarroja (VIMS) a bordo de la nave espacial Cassini de la NASA. Las imágenes son el resultado de un esfuerzo concentrado para combinar datos de la multitud de diferentes observaciones hechas por VIMS bajo una amplia variedad de condiciones de iluminación y visión a lo largo de la misión de Cassini.

Los mapas VIMS anteriores de Titán (por ejemplo, PIA02145) muestran una gran variación en la resolución de la imagen y las condiciones de iluminación, lo que da como resultado costuras obvias entre las diferentes áreas de la superficie. Con las costuras ahora desaparecidas, esta nueva colección de imágenes es, de lejos, la mejor representación de cómo el globo terráqueo podría aparecer al observador casual si no fuera por la atmósfera brumosa de la luna, y es probable que no sea reemplazado por un tiempo venir.

Es difícil observar la superficie de Titán en la región visible del espectro, debido a la neblina envolvente que envuelve a la luna. Esto se debe principalmente a partículas pequeñas llamadas aerosoles en la atmósfera superior de Titán que dispersan la luz visible. Pero la superficie de Titán se puede visualizar más fácilmente en unas pocas "ventanas" infrarrojas: longitudes de onda infrarrojas en las que la dispersión y la absorción son mucho más débiles. Aquí es donde se destacó el instrumento VIMS, separando la bruma para obtener imágenes claras de la superficie de Titán. (En comparación, la Figura 1 muestra a Titán tal como aparece en luz visible, al igual que PIA11603).

Figura 1: Titán en luz visible

Hacer mosaicos de imágenes VIMS de Titán siempre ha sido un desafío porque los datos se obtuvieron a través de diferentes sobrevuelos con diferentes geometrías de observación y condiciones atmosféricas. Un resultado es que aparecen costuras muy prominentes en los mosaicos que son bastante difíciles de eliminar por los científicos de imágenes. Pero, a través de análisis laboriosos y detallados de los datos, junto con el procesamiento manual de los mosaicos, las costuras se han eliminado en su mayoría. Esta es una actualización del trabajo previamente discutido en PIA20022.

Cualquier imagen a todo color se compone de tres canales de color: rojo, verde y azul. Cada uno de los tres canales de color combinados para crear estas vistas se produjo utilizando una relación entre el brillo de la superficie de Titán en dos longitudes de onda diferentes (1,59 / 1,27 micras [rojo], 2,03 / 1,27 micras [verde] y 1,27 / 1,08 micras [azul] ) Esta técnica (llamada técnica de "relación de banda") reduce la prominencia de las costuras, así como enfatiza las sutiles variaciones espectrales en los materiales en la superficie de Titán. Por ejemplo, los campos de dunas ecuatoriales de la luna aparecen aquí con un color marrón uniforme. También hay áreas azuladas y violáceas que pueden tener composiciones diferentes de las otras áreas brillantes, y pueden enriquecerse en hielo de agua.

Para ver un mapa de Titán con latitudes, longitudes y características de superficie etiquetadas, consulte PIA20713.

Es bastante claro a partir de este conjunto único de imágenes que Titán tiene una superficie compleja, con innumerables características geológicas y unidades de composición deportivas. El instrumento VIMS ha allanado el camino para futuros instrumentos de infrarrojos que podrían representar a Titán a una resolución mucho más alta, revelando características que no eran detectables por ninguno de los instrumentos de la Cassini.

La misión Cassini-Huygens es un proyecto cooperativo de la NASA, la Agencia Espacial Europea y la Agencia Espacial Italiana. JPL maneja la misión para la Dirección de Misión Científica de la NASA, Washington. El equipo de VIMS tiene su sede en la Universidad de Arizona en Tucson.

Para obtener más información sobre la misión Cassini-Huygens, http://saturn.jpl.nasa.gov/home/index.cfm 
La página principal del equipo de espectrómetro de mapeo visual e infrarrojo está en http://www.vims.lpl.arizona.edu 
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El ecosistema en el Ártico está cambiando


Siempre viene a la mente, cuando la gente piensa en el Ártico, el hielo y los osos polares. ¿Pensar en árboles? No tanto. Al menos, todavía. La tundra es una vegetación propia de los climas fríos, como en el Ártico, que comprende musgos, líquenes y algunos árboles enanos. Pero el aumento de CO2 está acelerando el ciclo del carbono en el ártico, acelerando la descongelación y la vegetación. De seguir a este ritmo, cambiaría todo el ecosistema en el Ártico.

Yukón 1987
Yukón 2017

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El desacelerador de antiprotones


El  Desacelerador de Antiprotones (Antiproton Decelerator AD) es una máquina única que produce antiprotones de baja energía para estudios de antimateria y "crea" antiátomos. El desacelerador produce haces de antiprotones. Para que quede claro, a cualquier partícula, le corresponde su antipartícula, que es lo mismo, pero de signo opuesto. (fotón, antifotón, protón, antiprotón, electrón, antielectrón (positrón)...) 
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LHC acelera sus primeros "átomos"

Maximilien Brice / Julien Ordan / CERN
En el Gran Colisionador de Hadrones (o LHC por sus siglas en inglés), se hacen colisionar protones entre sí, pero desde este 25 de Julio, por primera vezlos operadores inyectaron no solo núcleos atómicos sino que condujeron "átomos" que contienen un solo electrón al LHC, que podría ayudar a crear materia oscura. Esta fue una de las primeras pruebas de una nueva idea llamada Gamma Factory, parte del proyecto Physics Beyond Colliders del CERN.

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