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En la actualidad, la búsqueda de vida extraterrestre fuera de nuestro Sistema Solar se centra en los planetas extrasolares ubicados en las “zonas habitables” de los sistemas de exoplanetarios alrededor de estrellas similares al Sol. Encontrar planetas como la Tierra alrededor de otras estrellas es el principal objetivo de la misión Kepler de la NASA
La zona habitable alrededor de una estrella se define como el rango de distancias a las que podría existir agua líquida en la superficie de un planeta terrestre, teniendo en cuenta una atmósfera lo suficientemente densa. En general, se define como “planeta terrestre” a los cuerpos que son rocosos y similares a la Tierra en tamaño y masa. Se muestra aquí una representación de las zonas habitables alrededor de estrellas de diferentes diámetros, brillo y temperatura. La zona roja es demasiado caliente, la zona azul es demasiado fría, y la zona verde es la correcta para el agua líquida. Debido a que puede ser descrita de esta manera, la zona habitable también es conocida como la “Zona Ricitos de Oro“.
Normalmente, pensamos en los planetas que giran alrededor de otras estrellas como algo similar a nuestro Sistema Solar, donde un séquito de planetas orbita una estrella. Aunque era posible teóricamente, los científicos discutieron mucho tiempo sobre la posibilidad de que pudiese haber planetas alrededor de pares de estrellas o de sistemas de estrellas múltiples. En septiembre de 2011, los investigadores de la misión Kepler de la NASA anunciaron el descubrimiento de Kepler-16b, un planeta helado y gaseoso del tamaño de Saturno que gira alrededor de un par de estrellas, como el planeta Tatooine de La Guerra de las Galaxias.
El lunes, Billy Quarles, uno de los jóvenes que estudian los exoplanetas, y sus co-autores, el profesor Zdzislaw Musielak y el profesor asociado de Manfred Cuntz, presentaron en la reunión de la AAS en Austin, Texas, sus resultados sobre la posibilidad de que existan planetas como la Tierra dentro de las zonas habitables de Kepler 16 y otros sistemas estelares circumbinarios.
“Para definir la zona habitable se calcula la cantidad de flujo que incide sobre un objeto a una distancia determinada”, explicó Billy. “También tomamos en cuenta que los diferentes planetas con atmósferas diferentes retienen el calor de manera diferente. Un planeta con un débil efecto invernadero puede estar más cerca de la estrella. Un planeta con un efecto invernadero mucho más fuerte, la zona habitable estará más lejos.”
“En nuestro estudio en particular, tenemos un planeta en órbita alrededor de dos estrellas. Una de las estrellas es mucho más brillante que la otra. Tanto más brillante que ignoramos del todo el flujo proveniente de la estrella compañera más débil. Así que nuestra definición de la zona habitable, en este caso es una estimación conservadora “.
Quarles y sus colegas llevaron a cabo extensos estudios numéricos sobre la estabilidad a largo plazo de las órbitas planetarias en la zona habitable de Kepler 16. “La estabilidad de la órbita planetaria depende de la distancia de las estrellas binarias”, dijo Quarles. “Cuanto más lejos están más estables tienden a ser, porque hay menos perturbación de la estrella secundaria.”
En el sistema de Kepler 16, las órbitas planetarias alrededor de la estrella primaria sólo son estables si están a 0,0675 UA (unidades astronómicas). “Eso está bien dentro del límite interior de habitabilidad, donde tiene lugar un efecto invernadero descontrolado”, explicó Billy. Todo esto hace que haya que descartar la posibilidad de planetas habitables en órbita cercana alrededor de la estrella principal de la pareja. Lo que encontraron fue que las órbitas de la Zona Ricitos de Oro más lejanas, en torno a la pareja de baja masa de Kepler 16, son estables en escalas de tiempo de un millón de años o más, lo que da la posibilidad de que la vida puede evolucionar en un planeta dentro de esa zona habitable.
 La órbita aproximadamente circular de Kepler 16b, a unos 100 millones de kilómetros de las estrellas, se encuentra en el borde exterior de la zona habitable. Al ser un gigante gaseoso, 16b no es un planeta de tipo terrestre habitable. Sin embargo, una luna como la de la Tierra, una luna Ricitos de Oro, en órbita alrededor de este planeta podría sostener la vida si fuera lo suficientemente masiva como para retener una atmósfera similar a la de la Tierra. “Hemos determinado que es posible una exoluna habitable en órbita alrededor de Kepler-16b”, dijo Quarles.
Al preguntarle a Quarles cómo impacta la evolución estelar a estas zonas Ricitos de oro, él respondió: “Hay una serie de cosas a considerar durante la vida útil de un sistema. Una de ellos es cómo evoluciona la estrella con el tiempo. En la mayoría de los casos la zona habitable comienza cerca y poco a poco se va corriendo hacia afuera. ”
Durante la vida de una estrella de la secuencia principal, la combustión nuclear del hidrógeno acumula helio en su núcleo, provocando un aumento en la presión y la temperatura. Esto ocurre más rápidamente en las estrellas que son más masivas y de más baja metalicidad. Estos cambios afectan las regiones externas de la estrella, lo que se traduce en un aumento constante en la luminosidad y la temperatura efectiva. La estrella se vuelve más luminosa, haciendo que la zona habitable se mueva hacia el exterior. Este desplazamiento podría hacer que un planeta dentro de la zona habitable al comienzo de la vida de una estrella de la secuencia principal se caliente demasiado, y con el tiempo, se vuelva inhabitable. Del mismo modo, un planeta inhóspito que originalmente quedaba fuera de la zona habitable se puede descongelar y permitir que comience la vida.
“En nuestro estudio, hemos ignorado la parte de la evolución estelar”, dijo el autor principal, Quarles. “Corrimos en computadora nuestros modelos de un millón de años para ver dónde estaba la zona habitable en parte del ciclo de vida de la estrella.”
Estar a la distancia adecuada de su estrella es sólo una de las condiciones necesarias requeridas para que un planeta sea habitable. La habitabilidad de un planeta requiere varias condiciones geofísicas y geoquímicas. Hay muchos factores que pueden impedir la habitabilidad. Por ejemplo, que el planeta carezca de agua, que la gravedad sea demasiado débil para retener una atmósfera densa, que la tasa de impactos de gran tamaño sea demasiado alta, o que no estén allí los ingredientes mínimos necesarios para la vida (aún en discusión).
Una cosa queda clara. Aún habiendo muchos requisitos para la vida tal como la conocemos, parece que existe un montón de planetas alrededor de otras estrellas, y muy probablemente, Lunas de Ricitos de oro alrededor de estos planetas, orbitando dentro de la zona habitable de estrellas en nuestra galaxia, así que la detección de señales de vida en la atmósfera de un planeta o luna alrededor de otro Sol parece sólo cuestión de tiempo.
Fuente: Universe Today. Aportado por Eduardo J. Carletti
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Con suficiente tiempo, los ríos y las montañas se pueden mover, pero normalmente no se mueven a medio kilómetro por año. Sin embargo, eso es exactamente lo que está sucediendo con un grupo de extraños lagos antárticos. Y pareciera que los lagos se están moviendo mucho más rápido que la plataforma de hielo en la que están ubicados
 Los 11 lagos se encuentran en el borde de la plataforma de hielo George VI, una placa flotante de hielo con forma de banana (plátano) situada entre la península Antártica y la isla Alexander. Se los vio por primera vez en la década de los 70, pero recién el año pasado se observó la “pasión viajera” de estos lagos.
Douglas MacAyeal, de la Universidad de Chicago, dio a sus alumnos la “aburrida” tarea de digitalizar una serie de fotografías de satélite de los lagos antárticos. Un estudiante, Claire LaBarbera, se dio cuenta de que los lagos se trasladaron, de año en año, en relación con los rasgos geológicos de la plataforma.
“Pensé, ¿Una linda curiosidad”, dijo MacAyeal. Luego observó con mayor atención y se dio cuenta de que los lagos se movían entre cinco y 10 veces más rápido que la plataforma de hielo, y en una dirección diferente.
“Hemos encontrado una hermosa curiosidad, que probablemente no existe en ningún otro lugar del mundo”, dijo ( Geophysical Research Letters, DOI: 10.1029/2011GL049970 ).
MacAyeal piensa que la explicación radica en la inusual ubicación de la plataforma de hielo George VI, atrapada como está en un estrecho canal entre la isla Alexander y el continente antártico. A medida que la capa de hielo sube por el canal, sus bordes externos se retuercen en una serie de crestas y valles. Los lagos se asientan en los valles. La capa de hielo empuja a la isla Alexander en un ángulo oblicuo, por lo que el fondo de cada canalón se desplaza a lo largo de la costa, arrastrando su lago con él.
El agua estancada en las plataformas de hielo es, a menudo, una señal de que están al borde del colapso, ya que el agua puede ampliar las grietas existentes en el hielo.
Pero Neil Glasser, de la Universidad de Aberystwyth en el Reino Unido, no cree probable que la plataforma de hielo George VI se hunda en un corto plazo, ya que es estabilizada por los costados rocosos del canal.
Fuente: New Scientist. Traducido por Eduardo J. Carletti
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Un nuevo análisis de los datos enviados por el espectrómetro SPICAM a bordo de la nave Mars Express de ESA, ha revelado la novedad de que la atmósfera del planeta está sobresaturada con vapor de agua. Es un sorprendente descubrimiento, que tiene importantes implicaciones para comprender el ciclo del agua en Marte y la evolución histórica de la atmósfera
Sin bien Marte ha sido visitado por numerosas naves espaciales durante el último medio siglo, se han realizado muy pocas mediciones directas de la estructura vertical de su atmósfera. Como la mayoría de los instrumentos han observado la superficie, sólo se ha sido posible inferir la distribución horizontal de gases en la atmósfera, dejando casi sin explorar la cuestión de cómo se mezcla el vapor de agua en ella.
Esta carencia de mediciones es la causa de que las descripciones de la distribución vertical del vapor de agua —un factor clave en el estudio del ciclo hidrológico de Marte— se basaron generalmente en modelos climáticos globales.
El problema de esta falta de datos fue abordado ahora por el espectrómetro de imágenes SPICAM (Espectroscopio para la Investigación de las Características de la Atmósfera de Marte) de la Mars Express. El instrumento se puede utilizar en un modo de ocultación, cuando estudia la luz del Sol que ha pasado a través de la atmósfera del planeta justo después del amanecer o antes del atardecer. Se puede analizar entonces las mediciones para generar perfiles verticales de la concentración de varios componentes atmosféricos, incluyendo el vapor de agua.
Los sorprendentes resultados, basados en datos obtenidos por SPICAM durante la primavera y el verano del hemisferio norte, indican que la distribución vertical del vapor de agua en la atmósfera de Marte es muy diferente de lo que se suponía anteriormente.
En un artículo publicado en la edición de esta semana de la revista Science, un equipo internacional dirigido por Luca Maltagliati, del LATMOS (Laboratoire Atmosphères, Milieux, Observations Spatiales) en Guyancourt, Francia, describe las observaciones de SPICAM en longitudes de onda infrarrojas que, por primera vez, proporcionan pruebas de la existencia de una sobresaturación de vapor de agua en Marte.
Sobresaturación
La atmósfera de Marte tiene 10.000 veces menos vapor de agua que la de la Tierra. Sin embargo, el vapor de agua es un gas cuya traza es muy dinámica, y uno de los componentes de la atmósfera de Marte más variable según la estación.
En condiciones normales en la Tierra, el vapor de agua se condensa alrededor de diminutas partículas de polvo, o de aerosoles, o sales, cuando la temperatura atmosférica desciende por debajo de un cierto “punto de rocío”. Se dice entonces que la atmósfera está “saturada”, ya que no puede mantener más humedad a esa temperatura y presión. Cualquier exceso de vapor de agua por encima del “punto de rocío” normalmente se condensará y formará gotitas o cristales de hielo.
Sin embargo, puede producirse sobresaturación cuando parte del vapor de agua permanece en la atmósfera, en lugar de condensarse o congelarse. Cuando los núcleos de condensación (se supone que en Marte son aerosoles de polvo) son muy raros, se impide la condensación, dejando cantidades sustanciales de exceso de vapor.
Hasta ahora, se asumía que tal sobresaturación no podía darse en la fría atmósfera de Marte: se esperaba que todo vapor de agua por encima de la saturación se convirtiera inmediatamente en hielo. Sin embargo, los datos de SPICAM han revelado que se produce frecuentemente sobresaturación en la atmósfera media —a altitudes de hasta 50 km sobre la superficie— durante la temporada del afelio, el período en el que Marte está próximo a su punto más alejado del Sol.
Se encontraron niveles extremadamente altos de sobresaturación en Marte, hasta 10 veces mayores de los encontrados en la Tierra. Claramente, hay mucho más vapor de agua en la atmósfera superior de Marte de lo que nadie imaginaba. Parece que los modelos anteriores han subestimado mucho las cantidades de vapor de agua a la altura de 20-50 km, hasta 10 a 100 veces más agua de lo esperado a esa altura.
“La distribución vertical del vapor de agua es un factor clave en el estudio del ciclo hidrológico de Marte, y ahora deberemos revisar el viejo paradigma de que está principalmente controlado por la física de la saturación”, dice Luca Maltagliati. ”Nuestro hallazgo tiene importantes implicaciones para comprender el clima global del planeta y el transporte de agua de un hemisferio a otro”.
“Los datos indican que se está llevando mucho más vapor de agua a suficiente altura en la atmósfera como para resultar afectado por la fotodisociación”, agrega Franck Montmessin, también de Latmos, que es el investigador principal de SPICAM y coautor del artículo.
“La radiación solar puede dividir las moléculas de agua en átomos de oxígeno e hidrógeno, que pueden escapar al espacio. Esto tiene implicaciones para el ritmo al que se pierde el agua del planeta y para la evolución a largo plazo de la superficie marciana y su atmósfera”.
El nuevo artículo analiza los datos obtenidos por SPICAM cuando la atmósfera de Marte está relativamente libre de polvo. La ausencia de polvo permite al instrumento medir el perfil vertical a menos de 10 km de la superficie del planeta. Es probable que los niveles de sobresaturación caigan en picada en el verano austral, cuando las tormentas de polvo inyectan grandes cantidades de aerosoles en la atmósfera, aumentando el suministro de núcleos de condensación.
Referencia de publicación: Evidence of Water Vapor in Excess of Saturation in the Atmosphere of Mars, por L. Maltagliati, F. Montmessin, A. Fedorova, O. Korablev, F. Forget y J.-L. Bertaux, publicado en el ejemplar del 30 de septiembre de 2011de Science.
Fuente: ESA. Aportado por Eduardo J. Carletti
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La nave espacial Venus Express de la Agencia Espacial Europea (ESA) ha descubierto una capa de ozono en la alta atmósfera de Venus. Comparar sus propiedades con las de las capas equivalente en la Tierra y Marte ayudará a los astrónomos a refinar la búsqueda de vida en otros planetas
Venus Express hizo el descubrimiento mientras observaba estrellas que sobresalían en el borde del planeta a través de su atmósfera. Su instrumento SPICAV analizó la luz de las estrellas, en busca de huellas características de los gases en la atmósfera a medida que absorbía la luz en longitudes de onda específicas. El ozono es detectable ya que absorbe parte de la radiación ultravioleta de la luz de las estrellas.
El ozono es una molécula que contiene tres átomos de oxígeno. Según los modelos informáticos, la capa de ozono en Venus se forma cuando la luz del sSl rompe las moléculas de dióxido de carbono, liberando átomos de oxígeno.
Estos átomos son luego arrastrados en torno al lado nocturno del planeta por los vientos en la atmósfera. Pueden entonces combinarse para formar moléculas de dos átomos de oxígeno, pero a veces, también, moléculas de ozono, de tres átomos.
“Esta detección nos da una ayuda importante en la comprensión de la química de la atmósfera de Venus”, dice Franck Montmessin, quien dirigió la investigación. También puede ofrecer una comparación útil para la búsqueda de vida en otros mundos.
La capa de ozono sólo había sido detectada antes en la atmósfera de la Tierra y Marte. En la Tierra, es de importancia fundamental para la vida, ya que absorbe gran parte de los dañinos rayos ultravioleta del Sol. No sólo eso, se cree que ha sido generada, por primera vez, por la propia vida.
La acumulación de oxígeno y, en consecuencia, de ozono, en la atmósfera de la Tierra comenzó hace 2.400 millones años. Aunque las razones exactas no se entienden completamente, los microbios excretaron oxígeno como gas de desecho y esto debe haber jugado un papel importante para este proceso.
Junto con la vida vegetal, lo siguen haciendo hasta hoy día, permitiendo la reposición del oxígeno de la Tierra y de la propia capa de ozono.
Como resultado, algunos astrobiólogos han sugerido que la presencia simultánea de dióxido de carbono, oxígeno y ozono en la atmósfera podría ser utilizado para determinar si pudo haber vida en un planeta.
Esto permitiría a los futuros telescopios apuntar a los planetas alrededor de otras estrellas y evaluar su habitabilidad. Sin embargo, destacan los nuevos resultados, la cantidad de ozono es crucial.
La pequeña cantidad de ozono en la atmósfera de Marte no fue generado por la vida. Es el resultado de la luz del Sol rompiendo las moléculas de dióxido de carbono. Analizando el caso de Venus, se apoya este punto de vista de una capa de ozono modesta por acumulación de medios no biológicos. Su capa de ozono se encuentra a una altitud de 100 km, aproximadamente cuatro veces mayor que en la atmósfera de la Tierra y es cien cien a mil veces menos densa.
El trabajo teórico de los astrobiólogos sugiere que la concentración de ozono de un planeta debe ser del 20% del valor de la de la Tierra para que se considere a la vida como una de las causas. Estos nuevos resultados apoyan esa conclusión porque en el caso de Venus sigue siendo claramente inferior a este umbral.
Venus es el segundo planeta del Sistema Solar en orden de distancia desde el Sol, y el tercero en cuanto a tamaño, de menor a mayor. Recibe su nombre en honor a la diosa romana del amor. Se trata de un planeta de tipo rocoso y terrestre, llamado con frecuencia el planeta hermano de la Tierra, ya que ambos son similares en cuanto a tamaño, masa y composición, aunque totalmente diferentes en cuestiones térmicas y atmosféricas.
La órbita de Venus es una elipse con una excentricidad de menos del 1%, formando la órbita más circular de todos los planetas; apenas superada por la de Neptuno. Su presión atmosférica es 94 veces superior a la terrestre; es por tanto la mayor presión atmosférica de todos los planetas rocosos. A pesar de no estar más cerca del Sol que Mercurio, Venus posee la atmósfera más caliente, pues ésta atrapa mucho más calor del Sol, debido a que está compuesta principalmente por gases invernadero, como el dióxido de carbono.
Este planeta además posee el día más largo del Sistema Solar: 243 días terrestres, y su movimiento de rotación es retrógrado, es decir, gira en el sentido de las manecillas del reloj, contrario al movimiento de los otros planetas. Por ello, en un día venusiano el Sol sale por el oeste y se oculta por el este.
Al encontrarse Venus más cercano al Sol que la Tierra, siempre se puede ver, aproximadamente, en la misma dirección del Sol (su mayor elongación es de 47,8°), por lo que desde la Tierra se puede ver sólo unas cuantas horas antes de que atraviesa el plano del horizonte y pasa al hemisferio visible, en unos meses del año, o después del ocaso, en el resto del año. A pesar de ello, cuando Venus es más brillante, puede ser visto durante el día, siendo uno de los tres únicos cuerpos celestes que pueden ser vistos de día a simple vista, además de la Luna y el Sol.
A Venus se lo conoce normalmente como la estrella de la mañana (Lucero del Alba) o la estrella de la tarde (Lucero Vespertino) y, cuando es visible en el cielo nocturno, es el segundo objeto más brillante del firmamento, tras la Luna.
Fuente: ESA. Aportado por Eduardo J. Carletti
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