una visión distorsionada del temprano universo.

Dos de los métodos más poderosos que tenemos para comprender la estructura y evolución del universo son la medición de las fluctuaciones en el fondo cósmico de microondas (CMB) y la observación del efecto de lente gravitacional de la luz que llega desde fuentes distantes. El primero ya ha producido una gran cantidad de información acerca de la geometría, la historia de la expansión, la energía , materia, y la evolución futura del universo [ ver aquí ]. Del mismo modo, las mediciones de las lentes han proporcionado información importante sobre el contenido de materia oscura de las galaxias y cúmulos de galaxias, la escala de distancias cosmológicas, la física de los cuásares y los planetas extraterrestres. Sin embargo, la observación de las lentes gravitatorias se sigue considerando que está en su infancia. Ahora, la colaboración del Atacama Cosmology Telescope(ACT) está publicándo dos artículos en Physical Review Letters, que combinan ambos tipos de observaciones. Utilizando los datos obtenidos con el telescopio de Atacama en Chile, en el primer documento Sudeep Das informa sobre la primera detección del efecto de lente gravitatoria de las fluctuaciones del CMB totalmente determinada a partir de mediciones de microondas en (148 gigahertz) [ ver aquí]. En el segundo, Blake D. Sherwin hace la inferencia concomitante de que estas fluctuaciones proporcionan evidencia independiente de la presencia de energía oscura en el universo [ ver aquí ].


en la parte de arriba de la imágen se muestra un mapa del cielo del universo hace 13.7 mil millones de años los diferentes colores corresponden a fluctuaciones de temperatura (+/- 200 milikelvins) en el fondo cómico de microondas la parte baja de la imágen muestra una manera conveniente de analizar estos datos que es relizándo una transformación armónica esférica angular,la temperatura resultante del espectro de potencia es graficada en contra del orden del armónico esférico.Crédito: , NASA LAMBDA; , Courtesy of the WMAP Science Team/Astrophys. J. Suppl.

Las fluctuaciones en el CMB (ver Fig , arriba) se originan principalmente en la época llamada de la última dispersión, que se produjo alrededor de 400, 000 años después del Big Bang (un corrimiento al rojo de z~ 1000) cuando la temperatura se enfrió lo suficiente para que los electrones y los núcleos formaran átomos que eran en su mayoría transparente a el fondo de fotones. Las concentraciones de masas que actúan como lentes gravitatorias se encuentran aproximadamente a medio camino entre nosotros y la fuente del CMB (corrimiento al rojo de z ~ 2). Su tamaños característicos son de ~ 300 megaparsecs, el cuál es la escala del pico del espectro de potencia de la materia espacial del universo. Los resultántes pozos de potencial gravitatoriodesvían los fotones en el fondo de microondas, en promedio, sólo unos 3 minutos de arco, por lo que se espera que el espectro de potencia angular del CMB sólo se vea afectado en estos ángulos pequeños. De hecho, la lente mancha al espectro de potencia en esta escala y conduce a una supresión de los pequeños rasgos inherentes a las fluctuaciones del CMB. (Las lentes gravitacionales estáticas no pueden generar fluctuaciones del CMB, sino sólo modificar cualquier fluctuación que ya están presentes.) Sin embargo, el potencial efecto de lente característica tiene un tamaño angular de ~ 2 grados. Como resultado, los ángulos de desviación también se correlacionan en una escala angular de ~ 2 grados.
En principio, la medición de las distorsiones en el CMB causada por las lentes ofrecerían una manera de inferir la distribución de materia en el universo. El problema es que tanto las fluctuaciones en el CMB y la dispersión de la materia son distribuciones aleatorias y desenredar las dos es, por decir lo menos,un reto. Las fluctuaciones intrínsecas del CMB tienen un espectro muy cerca Gaussiano, mientras que los potenciales de las lentes están determinados por la distribución de masa a gran escala, que también están cerca de ser Gaussiana. La lente del fondo de microondas, por el contrario, es proporcional al producto de estas dos distribuciones y por lo tanto, es claramente no gaussiana. Debido a que las fluctuaciones del CMB a pequeña escala están físicamente no correlacionadas con las relativamente cercanas masas lentes, la pequeña escala de tres puntos de la función correlación se anula idénticamente (o al menos es muy pequeña). La función de cuatro puntos es la más baja de orden superior, función de correlación del CMB que tiene una importante componente no gaussiana y es esta característica no gaussiana la que permitió al equipo del ACT para detectar el componente de lentes de las fluctuaciones del CMB en sus datos.
Las características más destacadas del espectro de potencia angular del CMB esencialmente una transformación armónica esférica del CMB-son los picos acústicos (ver Fig., abajo). Estos fueron generados por las oscilaciones en el plasma barión-fotón, poco antes de la época de la recombinación el tiempo tras el cual los electrones libres se combinaron con los protones y los núcleos de helio para formar átomos neutros y los fotones de la radiación de fondo se desacoplaron de la materia. Los picos indican un exceso de fluctuaciones en el CMB en esta particular escala. (Las observaciones recientes tanto del Telescopio del Polo Sur [ ver aquí] y el ACT[ ver aquí] han permitido que los picos acústicos en el espectro de potencias del CMB sean detectados para un orden armónico esférico l ~ 3000 correspondientes a escalas angulares de ~ 0. 06 grados.) El efecto de lente gravitacional en el espectro de potencia es ampliar y atenuar los picos acústico en escalas angulares menores que 0. 2 grados (l> 1000). De hecho, hay evidencia de esto, aunque en una certeza por debajo del nivel 3 σ(sigma) [ ver aquí ]. Una detección más precisa de lentes del CMB se llevó a cabo mediante la correlación de la estructura a pequeña escala en el CMB con trazadores de las masas de lente, como las radiogalaxias y luminosas galaxias rojas [ ver aquí y aquí ]. Sin embargo, la detección más importante hasta ahora se llevó a cabo mediante la explotación de la propiedad no gaussiana de la función de correlación por el efecto de lente inducido de 4 puntos como se mencionó anteriormente. Incluso esta técnica requirió cuidadosamente aislar la señal del lente no gaussiana de las componentes Gaussianas en la función de 4 puntos, que es un orden de magnitud mayor. La detección fue sólo significativa en el nivel 4σ(sigma) , sin embargo, fue suficiente para que Blake D.Sherwin dedujera la presencia de energía oscura, en un nivel 3 .2 σ (sigma), todo a partir de mediciones del CMB...
Las mediciones de lentes actuales no son particularmente útiles como una determinación de alta precisión de las propiedades del universo a gran escala. Observaciones directas, tales como la relación distancia-corrimiento al rojo de las supernovas [ veraquí ] y la presencia de las fluctuaciones del CMB generadas por el colapso a gran escala de concentraciones de materia oscura (el efecto integrado Sachs-Wolfe) [ ver aquí ] y observaciones indirectas, incluyendo la detallada estructura del espectro de potencia del CMB [ ver aquí ], han suministrado fuerte evidencia de la existencia de la energía oscura. Tal vez el significado primario de los resultados actuales es ser el primero de lo que prometen ser muchas mediciones de lente más precisa del CMB. Resultados similares desde el Telescopio del Polo Sur son inminentes y la Misión Satélite Planck [ ver aquí ], sin duda, dará mediciones más precisas de lente en el CMB. Este último es uno de los muchos telescopios que, en la próxima década, es probable que detecte el lente del espectro de polarización del CMB. Hay mucha más información en el lente de la polarización, además, las lentes tienen un efecto mayor en el espectro de la polarización, la cuál en sí misma es relativamente limpia de contaminación de primer plano. Por último, hay muchos otros tipos de observaciones del CMB que nos ayudará a entender el cosmos. Estos incluyen los modos de polarización del campo eléctrico y magnético del CMB, el efecto integrado de Sachs-Wolfe, y las fluctuaciones en el CMB causadas por la dispersión Compton inversa de los fotones del gas caliente, ionizado en los cúmulos de galaxias (los efectos térmico y cinético Sunyaev-Zel "dovich ).
Blake D. Sherwin no Infiere que el contenido de la energía oscura del universo, hecho por cualquier medio sea el único objetivo de tales medidas. Futuras observaciones del CMB permitirán a los cosmólogos determinar la mayoría de los parámetros cosmológicos con una precisión sin precedentes y nos informarán acerca de cómo la masa, tanto la materia bariónica,y la materia oscura están distribuida en el universo. Estas mediciones también proporcionarán restricciones significativas en la masa del neutrino, el número de partículas relativistas presentes en la época de la recombinación, la abundancia de helio primordial, y la inyección de más fotones ionizantes por la auto-aniquilación de la materia oscura. Incluso pueden limitar significativamente las constantes fundamentales de la física [ ver aquí ].
Por último, hay que comentar sobre la caracterización actual de la cosmología como la "gran ciencia". El descubrimiento fortuito de la radiación cósmica de fondo por Arno Penzias y Robert Wilson, que pasó hace 46 años. Dos jóvenes profesores en Princeton, Peter Roll y Wilkinson Dave, ya habían construido un pequeño radiómetro de microondas en busca del CMB y, de hecho, lo detectaron unos meses más tarde. Muchos más experimentos relativamente pequeños fueron construidos en los próximos 25 años en busca de las predichas fluctuaciones en el CMB y para confirmar su espectro de cuerpo negro. En 1990, la misión del satélite COBE confirmó espectacularmente esto último y dos años más tarde detectó, por primera vez, las pequeñas fluctuaciones intrínsecas en el CMB. Las últimas dos décadas han visto muchos más instrumentos de complejidad creciente hasta hoy, cuando la investigación del CMB en verdad debe ser clasificada como la gran ciencia. El número de autores en los documentos presentados en este artículo son no menos de 41 , mientras que el número de autores en los documentos que hacen referencia al Telescopio del Polo Sur y la Misión Planck son 44 y 272, respectivamente. Ya no por mucho tiempo pueden dos o tres científicos diseñar y construir un instrumento y a continuación, recoger, analizar e interpretar los datos. La experiencia necesaria en el diseño y la fabricación de instrumentos, la recopilación de datos, análisis numérico, y la interpretación es enorme e implica necesariamente un gran número de científicos e ingenieros con experiencia en muchas áreas diferentes. A pesar de que esta evolución era tal vez esperada, se puede recordar con cariño el momento en que la cosmología era todavía el esfuerzo de una sola mesa.



artículo del astrónomo Stephen Boughn para physics.aps.




fuente de la información:




http://physics.aps.org/articles/v4/53

antineutrino oscila de forma distinta al neutrino.

La simetría CPT, la combinación de la conjugación de la carga, la inversión de la paridad, y la inversión de tiempo, es una simetría fundamental de las partículas y la física nuclear y es considerada sagrada. Se conserva en las teorías de campo que explican las interacciones fuertes, débiles y electromagnéticas. En el sector de leptones, la simetría CPT exige que las oscilaciones de desaparición(o desvanecimiénto) del neutrino muón sean idénticas a las oscilaciones de desaparición del antineutrino muón en el vacío. Una prueba de la simetría CPT se llevó a cabo recientemente por el experimento MINOS en el Fermilab, el cuál, debido a su campo magnético, es el primer experimento para distinguir las pistas de μ^- y μ⁺ y por separado medir la desaparición del neutrino muón y el antineutrino muón [ ver aquí ]. (Los experimentos anteriores han medido una mezcla de oscilaciones neutrino y antineutrino.) Cabe destacar que según se informa en Physical Review Letters, MINOS parece observar una diferencia entre la desaparición del neutrino muón y el antineutrino muón [ ver aquí ].


el experimento MINOS consiste de dos detectores similares localizados a una distancia de 1.04 km(el detector cercano ND) y a 735 km (el detector lejano FD) de la fuente de producciónde neutrinos.El ND está localizado en Fermilab y el FD está localizado en el laboratorio subterráneo SOUDAN en el norte de Minesota.Crédito.Alan Stonebraker.


El "problema del neutrino atmosférico," es decir un déficit de neutrinos muón atmosféricos en relación con los neutrinos electrón, fué observado inicialmente por los experimentos IMB y Kamioka y se demostró entonces , que se debía a las oscilaciones ν_μ→ν_τ por el experimento SuperKamiokande en 1998. Las oscilaciones de neutrinos se producen si hay una mezcla entre sabores de neutrinos y si los sabores de neutrinos individuales consisten de una combinación lineal de los diferentes autoestados de masa del neutrino. En el caso de la mezcla de dos sabores, por ejemplo, la mezcla entre ν_μ y ν_τ , entonces la probabilidad de que ν_μ oscilará en un ν_τ viene dada por

P(ν_μ→ν_τ)=sin²2θsin²(1.27Δm²L/E)
donde θ es el ángulo de mezcla, Δm² es la diferencia de masas al cuadrado de la masa de los dos estados propios en eV², L es la distancia recorrida por el neutrino, en km, y E es la energía del neutrino en GeV.

Además del IMB, Kamioka, y el SuperKamiokande, el K2K, Minos, y el experimental acelerador de neutrinos Ópera han confirmado la oscilación ν_μ→ν_τ la cuál resuelve el "problema del neutrino atmosférico." La medida más precisa de las oscilaciones ν_μ→ν_τ viene del experimento Minos, el cual consta de dos detectores similares [ ver aquí ] que se encuentran a distancias de 1.04 km [Detector Cercano (ND)] y 735 km [el detector lejano (FD)] de la fuente de producción de partículas. Los neutrinos son producidos por protones de 120 - GeV del Inyector Principal del Fermilab que interactúan en un blanco de grafito, seguido por cuernos magnéticos que enfocan ya sea piones positivos o kaones para producir un haz dominante ν_μ , o piones negativos y kaones para producir un mayor haz de ν_μ-. El detector ND, que se encuentra en el Fermilab, y el FD, que se encuentra en el Laboratorio Subterráneo SOUDAN en el norte de Minnesota (ver fig), realizan el seguimiento de calorímetros que consisten en planos de acero magnetizado (~1.4 T) intercalados con planos de centelleador plástico.Las interacciones de neutrinos en el acero producen muones, cuya energía se mide tanto por el alcance de la pista de muones contenida o por la curvatura de la pista de muones en el campo magnético. Esta curvatura también determina la carga de los muones y si el neutrinos incidente es un ν_μ o ν_μ- . La energía hadrónica se determina a partir de la cantidad total de luz producida en el centelleador. El total de energía del neutrino es la suma de la energía de muones y hadrones asociada. El MINOS está diseñado para realizar una medición de precisión de la desaparición de ν_μ y ν_μ- mediante la comparación de la distribución de la energía del neutrino en el FD (después de que los neutrinos han oscilado) a la distribución de la energía del neutrino en el ND (antes de que los neutrinos hayan oscilado).

El MINOS ha hecho la mejor medida del mundo de las oscilaciones de desaparición de ν_μ [ver aquí ]. Utilizando una muestra de los datos correspondientes a 7.25×10²⁰ protones en el blanco (POT), MINOS midió el ajuste óptimo de los parámetros de oscilación de ν_μ dándo Δm²=2.32×10^-3eV² y sin²2θ=1.0. Los experimentos de antineutrino son difíciles, debido a su baja tasa de eventos en comparación con los experimentos de neutrinos. Sin embargo, sobre la base de un valor de 1.71×10²⁰ POT, MINOS también ha informado de la primera observación directa de las oscilaciones de desaparición ν_μ- [ver aquí ] y midió los parámetros de oscilación ν_μ- dándo Δm²=[3.36_-0.40^+0.46(stat.)±0.06(syst.)] ×10^-3eV² y sin²2θ=0.86_-0.12^+0.11(stat.)±0.01(syst.). .La hipótesis de la no-oscilación en el modo antineutrino es desfavorecida en 6.3 desviaciones estándar;. Sin embargo, es significativo que los parámetros de desaparición ν_μ y ν_μ- parecen ser diferentes. Como se indica en el documento, "La probabilidad de que los subyacentes parámetros ν_μ y ν_μ- sean idénticos es de 2.0% ".

¿Qué podría explicar esta diferencia aparente entre la desaparición del neutrino muón y el antineutrino muón? En primer lugar, es posible que la diferencia sólo se debe a una fluctuación estadística. Esta posibilidad se pondrá a prueba por datos adicionales que MINOS tomará en los próximos años. Si la diferencia no es una fluctuación estadística, entonces es posible que sea debido a los efectos nucleares , los cuáles pueden causar una diferencia en la reconstrucción de la energía de los eventos neutrino en comparación con los eventos de antineutrino. A grandes diferencias de energía es poco probable, pero podría darse si la energía de hadrones es mal reconstruida. Los eventos de neutrinos tienen una mayor fracción de energía hadrónica que eventos de antineutrinos, y como la energía del neutrino se necesita para la determinación de Δm², una medición errónea de la energía de los neutrinos entonces da lugar a una incorrecta medición de Δm² .

Si la diferencia aparente entre la desaparición del neutrino muón y el antineutrino muón no se debe a una fluctuación estadística o a efectos nucleares, entonces tendríamos que considerar una nueva física más allá del modelo estándar. De hecho, el ajuste global de los datos de oscilación del neutrino y antineutrino [ ver aquí,aquí ,aquí ,aquí y aquí]encuentran tensión entre el conjunto de datos del neutrino y antineutrino y favorece diferentes parámetros de oscilación para el neutrino y antineutrino. Una posible solución más allá del modelo estándar implica interacciones no-estándar [ ver aquí ,aquí,aquí y aquí], las cuáles afectarían a los neutrinos y antineutrinos al atravesar la materia (como es el caso de MINOS) de forma diferente. Una posibilidad más extrema es que la simetría de Lorentz es violada [ ver aquí ] o la simetría CPT es violada [ver aquí ], y que los parámetros de la oscilación de neutrinos son diferentes de los parámetros antineutrinos. Si este fuera el caso, entonces el impacto sobre la física nuclear y de partículas serían profundas.
Afortunadamente, hay varios experimentos que están tomando los datos o siendo construidos que serán capaces de probar esta posible diferencia en la desaparición del neutrino muón y el antineutrino muón. Los experimentos SciBooNE y MiniBooNE en el Fermilab, que se encuentran a una distancia de 0.10 km y 0.54 km de la fuente de neutrinos, toman datos al mismo tiempo en ambos modos de neutrino y antineutrino y están realizando un análisis conjunto de los datos de su desaparición. Además, el experimento T2K en Japón tiene detectores a una distancia de 0.28 km y 295 km, y está ahora tomándo datos con los neutrinos.El T2K tiene la capacidad de cambiar a antineutrinos en unos pocos años. Además, el experimento NOνA en el Fermilab está en construcción y debería empezar a tomar datos en un par de años con detectores a una distancia de 1.0 km y 810 km. Finalmente, el experimento IceCube en el Polo Sur está midiéndo neutrinos atmosféricos de alta energía y antineutrinos y será sensible a la desaparición a distancias de aproximadamente 100 a 10,000 km.Los experimentos de neutrinos continuarán sorprendiéndonos? Es la simetría CPT conservada en el sector de leptones?Hay que mantenerse atentos.

artículo del físico William C. Louis para physics.aps.




fuente de la información:




http://physics.aps.org/articles/v4/54

Big Rips o Little Rips ?.

Una de una serie de características aparentemente inverosímiles de la energía oscura es que su densidad se supone que es constante en el tiempo. Por lo tanto, a pesar de que el universo se expanda a través del tiempo, la energía oscura no se diluye, a diferencia del resto de los contenidos del universo.


A medida que el universo se expande, pareciera que más energía oscura aparece de la nada para mantener la densidad constante de la energía oscura del universo. Así a medida que pasa el tiempo, la energía oscura se convertirá en una proporción cada vez más dominante del universo observable - recordando que ya se calcula como el 73% del mismo.
Una solución sencilla para esto es decir que la energía oscura es una característica inherente en la estructura del espacio-tiempo, de modo que cuando el universo se expande y aumenta la extensión de espacio-tiempo, la energía oscura aumenta y su densidad se mantiene constante. Y esto está muy bien, siempre y cuando se reconozca que ella no es realmente una energía - ya que de lo contrario nuestra gran fiabilidad en las tres leyes de la termodinámica, no permitirían, obviamente, que la energía se comporten de esa manera.


el concepto de aceleración de la expansión lo lleva a usted a preguntarse que tán rápido el universo puede llegar a expandirse .Los teóricos creen que la tasa de expansión podría llegar a ser tan extrema como para producir un Big Rip o quizás incluso un Little Rip?.Crédito: NASA.


tres escenarios para el futuro maneja la energía oscura a)su densidad declina con el tiempo Big Crunch b)su densidad permanece igual como una constante cosmológica o c)su densidad se incrementa desgarrándo al universo en pedazos Big Rip.


Una solución sencilla para explicar la aceleración uniforme de la expansión del universo es la de proponer que la energía oscura tiene la característica de presión negativa - en donde la presión negativa es una característica inherente a la expansión.
Aplicando esta arcana lógica a la observación, la aparente planitud observada de la geometría del universo indica que la relación de la presión de la energía oscura a la densidad de energía oscura (w) es de aproximadamente 1, o más correctamente, -1, ya que se trata de una presión negativa. Esta relación se conoce como la ecuación de estado de la energía oscura.
Al especular sobre lo que podría suceder en el futuro del universo, una solución fácil es asumir que la energía oscura es justo cualquier cosa que sea- y que esta relación entre la presión y la densidad se mantendrá indefinidamente en -1.
Pero los cosmólogos están raramente felices con dejar las cosas allí y han especulado sobre lo que podría suceder si laecuación de estado no se queda en -1.

Si la densidad de energía oscura disminuye con el tiempo, la tasa de aceleración de la expansión universal se reduciría y, potencialmente, cesará si la relación presión / densidad alcanza el valor de -1 / 3. Por otro lado, si la densidad de energía oscura aumenta y la relación presión / densidad cae por debajo de -1 (es decir, a -2 o -3, etc), entonces se obtienen los escenarios de la energía fantasma . La energía fantasma es una energía oscura cuya densidad aumenta con el tiempo. De todos modos, cuándo el universo se expande y se permite que la densidad de la energía fantasma se incremente, ella potencialmente se acerca al infinito dentro de un período finito de tiempo, causando un Big Rip , ya que el universo se vuelve infinito en escala y todas las estructuras unidas, que van hasta las partículas subatómicas , se desgarran. A una relación de presión / densidad de sólo -1.5, este escenario podría desarrollarse en unos meros 22 mil millones de años.
Paul H Frampton propone una alternativa (ver aquí),un Little Rip como escenario, donde la relación presión / densidad es variable en el tiempo así que las estructuras unidas siguen desgarrándose, pero el universo no se hace infinito en escala.
Esto podría apoyar a un modelo de universo cíclico - ya que conduce a problemas en relación a la entropía. Un hipotético cicloBig Bang - Big Crunch del universo tiene un problema de entropía ya que la energía libre se pierde cuándo todo se vuelve gravitacionalmente unido - por lo que usted acaba terminándo con un enorme agujero negro al final del Big Crunch .
Un Little Rip potencialmente daría un reinicio a la entropía, ya que al estar todas las cosas separadas se puede progresar desde cero a través de un largo proceso para estar unidas por la gravedad de nuevo – generándo nuevas estrellas y galaxias en el proceso.



autor del artículo el astrónomo Steve Nerlich para Universe Today.




más información AQUÍ y AQUÍ




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http://www.universetoday.com/87065/astronomy-without-a-telescope-big-rips-and-little-rips/

nueva evidencia de la materia oscura.

Inexplicable "filamentos" de emisión de ondas de radio cerca al centro de nuestra galaxia pueden indicar pruebas de la existencia de materia oscura, escribe Jason Palmer para la BBC.Descubiertos por primera vez en la década de 1980, los filamentos se sabe que son regiones de altos campos magnéticos, y que emiten ondas de alta frecuencia de radio. Ahora Dan Hooper del Fermilab y sus colegas han publicado un artículo en el servidor arXiv sugiriéndo que las emisiones de los filamentos se deben a las partículas de materia oscura chocando entre sí. Y los electrones creados en esos choques podrían ser responsables de la radiación sincrotrón detectada aquí en la Tierra. Los investigadores afirman que la teoría puede explicar muchas de las características diferentes que se observan en las emisiones de los filamentos, tales como el brillo de los filamentos más cerca del centro de la galaxia en comparación con los sitios más alejados, hay más materia oscura cerca del centro galáctico. No obstante, otras ideas que no invocan la materia oscura podrían ser responsables de los filamentos, por lo tanto más observaciones con telescopios se necesitan.



leer el estudio AQUÍ





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http://blogs.physicstoday.org/newspicks/2011/06/dark-matter-may-explain-radio.html

nueva teoría sobre la formación de planetas terrestres.

Dos astrofísicos de EE.UU. afirman que han respondido a una pregunta importante sobre cómo se forman los planetas: ¿por qué los planetas jóvenes no son empujados a su estrella compañera antes de que tengan la oportunidad de crecer? Resulta que una pequeña compañía es suficiente para mantenerlos allí, dicen los investigadores, quienes sostienen que los múltiples planetas que se mueven a través de un disco de rocas pueden evitar que unos a otros caigan en la estrella.
"Todos los planetas jóvenes están sujetos a la migración", dice Scott Kenyon del Observatorio Astrofísico Smithsoniano en Massachusetts, que hizo el trabajo con Benjamin Bromley de la Universidad de Utah. "La migración de los gigantes gaseosos o de hielo es más comúnmente discutida, pero la migración es también un problema para los planetas terrestres con masas que van desde las de Plutón a la Tierra."
Los astrónomos creen que los planetas se forman en un disco de gas y polvo que rodea a una estrella joven. El primer paso hacia la formación de planetas es el planetesimal - un pequeño cuerpo rocoso con un radio de aproximadamente de 1 a 10 km. Cuándo el polvo se condensa en planetesimales durante los primeros pocos millones de años de vida de una estrella, más grandes rocas comienzan a surgir, que crecen mucho más rápidamente que el resto. Estos cuerpos, denominados "oligarcas", están en el camino de la formación de los jóvenes planetas ,ya que utilizan su fuerza gravitacional para atraer y agrupar más planetesimales.


ilustración de la formación planetaria.


imágen de Fobos posible planetesimal sobreviviente de la formación de los planetas del sistema solar.


Además de proporcionar un medio para el crecimiento, los planetesimales también pueden empujar un oligarca hacia su destino en la estrella central. Un único oligarca en órbita a través del disco de planetesimales despejará un camino muy similar a un palo que se arrastra por la arena. Los planetesimales a ambos lados de la zanja presionan al oligarca, dice Kenyon, y como el anillo exterior tiene más masa, los planetesimales entregan una red interna de empuje.
En el pasado, los campos magnéticos la turbulencia, y la termodinámica se han utilizado para explicar cómo los planetas rocosos son impedidos de caer en sus estrellas. Sin embargo, Bromley y Kenyon dicen que la estela de patrones creados por varios oligarcas alrededor de una estrella son suficientes para prevenir la formación de estructuras en el disco planetesimal que empujarían a los planetas jóvenes hacia dentro
Una vez que los oligarcas representan aproximadamente la mitad del material en el disco, unas pocas decenas de millones de años después del nacimiento de la estrella, ellos comienzan a ganar aún más materiales mediante la combinación de unos con otros. En lugar del vaciamiento de una serie de trincheras, los oligarcas están ahora arrastrándo al azar del disco planetesimal "arena", que también impide que los planetesimales se depositen en patrones que impulsarían a los oligarcas a la estrella.

"Este es un efecto real", dice John Papaloizou de la Universidad de Cambridge en el Reino Unido. "Sin embargo, su extensión a las interacciones con el gas no está clara."
Haciendo un cálculo directo de los movimientos de múltiples planetas a través de un disco más realista de gas y planetesimales se plantea una complejidad más significativa, lo que requiere más potencia de cálculo que lo que se práctica hoy en día. En cambio, Bromley y Kenyon extiénden su simulación a discos de gas.
Ellos buscaron escenarios en los que una nube de gas se comporta como un disco de planetesimales, y se encontraron con dos requisitos fundamentales: el gas debe tener una viscosidad baja, y los planetas deben ser pequeños. Una más densa y alta viscosidad del gas tiene una mayor tendencia a suavizarse después de que el oligarca pasa a través - como la estela de una canoa en el agua. Esto significa que las interrupciones en los patrones no duran por mucho tiempo. Si el gas del disco es diluido, los investigadores argumentan que si estas condiciones se cumplen muy bien los planetas rocosos no deberían caer en la estrella.
"Nuestros resultados nos dicen que los protoplanetas terrestre en crecimiento, no pueden migrar a través de un disco de planetesimales, permitiéndo que los protoplanetas crezcan en los planetas que vemos en el nuestro y otros sistemas planetarios", dice Kenyon. Si la generalización a discos gaseosos es realista, Kenyon cree que "estamos a un paso o dos más cerca de entender los orígenes de la Tierra y otros planetas".




leer el estudio AQUÍ




fuente de la información:




http://physicsworld.com/cws/article/news/46291