25 junio 2009

¿Puede haber planetas habitables orbitando a enanas M?




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Cuando observamos el cielo nocturno, ninguna de las estrellas que vemos es del tipo de las enanas M: estas estrellas son tan pequeñas y poco luminosas que el ojo humano no puede distinguirlas sin la ayuda de un telescopio. Sin embargo, las enanas M constituyen aproximadamente el 70% de las estrellas de nuestra galaxia, mientras que las estrellas como el Sol apenas representan el 3%. Históricamente, las enanas M no han sido consideradas en la búsqueda de vida extraterrestre, debido a su escaso aporte de luz y calor, que parecía descartar la posibilidad de que tuvieran sistemas planetarios en órbita con mundos habitables. Pero esta perspectiva está empezando a cambiar.

Las enanas M son pequeñas estrellas frías y rojas que tienen un rango de masa entre el 8 y el 50% de la del Sol, y emiten sólo un pequeño porcentaje de la energía que emite nuestra estrella amarilla (las más pequeñas, hasta 4.000 veces menos). Por este motivo, son difíciles de estudiar, y han pasado relativamente desapercibidas entre el conglomerado de grandes estrellas aparentes. Sin embargo, en 33 años luz en torno al Sol (10 parsecs), hay 21 estrellas del tipo del Sol, y hasta 240 enanas M. Por lo tanto, las enanas M son las estrellas “normales”, si entendemos “normal” como aquello que marca la norma, esto es, lo más abundante. Además, parece que son especialmente relevantes para la Astrobiología.

En una reunión celebrada en el mes de julio de 2005 en el instituto SETI, en California, un grupo de astrónomos y biólogos reconsideró la cuestión de si las enanas M pueden albergar planetas habitables. El motivo de la reunión era determinar si el Allen Telescope Array (ATA), que está empleando SETI para buscar señales de civilizaciones extraterrestres, debería incluir entre sus objetivos la exploración de las enanas M. La posibilidad de que existan mundos habitables en torno a enanas M ha cobrado especial relevancia después del descubrimiento en junio de 2005 de un planeta rocoso de unas 5.9 veces la masa de la Tierra orbitando a Gliese 876, una estrella M situada a 15 años luz del Sol (Figura 1). Desde 1998 se conocía la existencia de otro planeta en torno a Gliese 876, un gigante gaseoso con una masa 2.1 veces la de Júpiter, lo que incrementa el interés en este sistema estelar. En realidad, el nuevo mundo rocoso ha sido el primer planeta de tipo terrestre jamás localizado en torno a una estrella de la secuencia principal: Gliese 876 se sitúa en la zona inferior derecha del diagrama Hertzsprung-Russell (Figura 2). Hasta ese momento, los únicos planetas rocosos conocidos fuera del Sistema Solar eran los que orbitan en torno al púlsar PSR B1257+12, posiblemente restos de la destrucción de la estrella original al convertirse en supernova.
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Figura 1. Sistema planetario de Gliese 876
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El mayor problema para la habitabilidad en torno a enanas M parece radicar en que, al ser tan frías, los posibles planetas deberían tener radios orbitales mínimos para recibir el suficiente calor, con lo cual entrarían en resonancia con la estrella, manteniendo siempre el mismo hemisferio expuesto a la radiación. Bajo estas condiciones, los modelos atmosféricos predecían una elevada inestabilidad en las envueltas gaseosas o las capas líquidas de tales mundos: en la cara iluminada, un gran disco rojo permanente en el cielo induciría a cualquier hidrosfera a entrar en ebullición y evaporarse, mientras que la cara oscura se congelaría.
Pero recientes investigaciones sugieren que esto no es así: con probabilidad, a pesar de que la resonancia orbital ocurriera efectivamente, si la atmósfera fuese tan sólo un poco más densa que la de la Tierra, podría ser capaz de redistribuir el calor alrededor del planeta mediante células atmosféricas longitudinales y tridimensionales, de tal forma que el calor fuera transportado en las capas altas de la atmósfera hacia el hemisferio oscuro, y que vientos fríos de baja altura devolvieran masas atmosféricas de baja temperatura hacia el hemisferio iluminado. Otra posibilidad sería que el sistema constara de más de un planeta, de tal forma que las interacciones gravitatorias entre ellos les confirieran órbitas tan excéntricas que el grado de insolación sólo fuera extremo periódicamente, con lo que la redistribución del calor sería incluso más sencilla. En estas condiciones, en la cara oscura del planeta podrían existir gruesas capas de hielo, bajo las que grandes océanos de agua líquida podrían mantenerse estables merced los aportes de calor geotermal desde el interior planetario.

También existe la posibilidad de que la fuerte radiación de la estrella, al estar tan próxima al planeta, barriera totalmente la atmósfera en un periodo de tiempo no superior a mil millones de años. Pero no es menos cierto que en un mundo sometido a tan elevada dosis de radiación, la atmósfera estaría regenerándose a un ritmo muy elevado por desgasificación del interior planetario. Numerosas fuentes hidrotermales alimentarían entonces los fondos oceánicos de la cara oscura con los ingredientes básicos para la vida.
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Figura 2. Diagrama Hertzsprung-Russell, que representa el brillo intrínseco de las estrellas en relación a su temperatura superficial. Las estrellas de la secuencia principal son aquellas llegadas a la madurez que consumen hidrógeno en el núcleo, y ocupan una diagonal en el centro del diagrama. Las estrellas azules de gran masa y luminosidad, como Rigel, Sirio y Spica, se encuentran arriba a la izquierda; las estrellas amarillas de mediana magnitud y luminosidad,
como el Sol, se encuentran en el centro; las rojas y pequeñas, como Gliese 876, están abajo a la derecha. Además de la secuencia principal, en el diagrama aparecen otras dos ramas: una arriba a la derecha, en la que hay una mayor
densidad de estrellas gigantes y supergigantes rojas de baja luminosidad, como Aldebarán, Antares, Arturo y Betelgeuse; y otra abajo a la izquierda en la que hay una mayor densidad de enanas blancas de elevada luminosidad, como Sirio B. (J. Wiley, 1999)
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Otro problema importante es la intensidad de las erupciones estelares de rayos X y ultravioletas, y de partículas del viento estelar, que podrían afectar de forma importante a la superficie de un planeta orbitando muy cerca. Sin embargo, es cierto que las enanas M emiten la mayoría de la radiación ultravioleta y los rayos X en los primeros mil millones de años de su existencia, para quedar después como estrellas mucho menos activas. Y la vida media de las estrellas de masa reducida es muy superior a la de las estrellas de tipo solar, lo que otorga un intervalo de tiempo mucho mayor para la estabilidad de zonas biofavorables en sus planetas en órbita. Esta última característica las convierte en entornos especialmente adecuados para el desarrollo de civilizaciones tecnológicas.

Por supuesto, queda un gran número de cuestiones por resolver, como por ejemplo entender las erupciones solares y su efecto sobre la atmósfera de un planeta muy próximo a su estrella, medir el viento estelar de las enanas M y su capacidad erosiva sobre la atmósfera, comprender mejor la evolución geológica de los planetas terrestres (especialmente de la tectónica de placas y del campo magnético), o entender la influencia sobre los seres vivos de un tipo de radiación más energética en el rojo y el infrarrojo. Pero, en cualquier caso, es posible que haya más planetas habitables orbitando enanas M que los que puede haber en torno a todos los demás tipos estelares juntos.

Fuente: de Alberto González Fairén para Espacial.org



24 junio 2009

Placas tectónicas, un factor a considerar cuando buscamos planetas habitables




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Cuando los astrónomos rastrean sistemas planetarios cercanos en busca de vida, centran su atención en busca de la vida, centran su atención en las zonas habitables de cada sistema, donde el calor irradiado desde la estrella es justo el adecuado para mantener el agua del planeta en forma líquida.

Se ha descubierto un número de planetas orbitando estrellas enanas rojas, las cuales son aproximadamente tres cuartos de las estrellas cercanas a nuestro Sistema Solar. Los planetas potencialmente habitables deben orbitar cerca de esas estrellas – tal vez a 1/50 de la distancia de la Tierra al Sol – dado que esas estrellas son más pequeñas y generan menos calor que nuestro Sol.

Pero nuevos cálculos indican que, con planetas tan cerca, las fuerzas de marea ejercidas sobre los planetas por la gravedad de la estrella madre, podrían limitar lo que se conoce como zona habitable de la estrella y cambiar el criterio de búsqueda de planetas donde la vida podría potencialmente echar raíces.

Los científicos creen que el agua líquida es esencial para la vida. Pero un planeta también debe tener tectónica de placas para eliminar el exceso de carbono de su atmósfera y confinarlo en rocas para evitar un calentamiento por invernadero desbocado. La tectónica, o el movimiento de las placas que forman la superficie de un planeta, normalmente está dirigido por el decaimiento radiactivo del núcleo del planeta, pero la gravedad de una estrella puede causar mareas en el planeta, lo cual crea más energía para dirigir la tectónica de placas.
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Placas tectónicas y oceánicas
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“Si tienes placas tectónicas, entonces puedes cambiar la estabilidad climática a largo plazo, lo que pensamos que es un prerequisito para la vida”, dijo Rory Barnes, investigador de posdoctorado de astronomía en la Universidad de Washington.

No obstante, las fuerzas tectónicas no pueden ser tan severas para que los eventos geológicos repavimenten la superficie del planeta y destruyan la vida que pudiese haber logrado un asidero, comenta. El planeta debe estar a una distancia donde el tirón del campo gravitatorio de la estrella genere tectónica sin disparar una actividad volcánica extrema que regenere la superficie del planeta en un tiempo demasiado corto para que la vida prospere.

Barnes es el autor principal de un artículo que se publicará en The Astrophysical Journal Letters que usa unos nuevos cálculos de modelos de ordenador para definir una “zona habitable de marea”. Los coautores son Brian Jackson y Richard Greenberg de la Universidad de Arizona y Sean Raymond de la Universidad de Colorado. La investigación estuvo patrocinada por la NASA.
“Globalmente, el efecto de este trabajo es reducir el número de entornos habitables del universo, o al menos en los que hemos pensado como entornos habitables”, dijo Barnes. “Los mejores lugares para buscar habitabilidad sobre donde se solapan la nueva y vieja definición”.

Los nuevos cálculos tienen implicaciones para planetas que se consideraban anteriormente demasiado pequeños para ser habitables. Un ejemplo es Marte, el cual solía tener tectónica pero cuya actividad ha cesado cuando el calor del núcleo interno en decaimiento del planeta se disipó.
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Gliese 581d
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Pero conforme los planetas se acercan a sus soles, el tirón gravitatorio se hace más fuerte, las fuerzas de marea se incrementan y se libera más energía. Si Marte se moviese más cerca del Sol los tirones de marea del Sol podrían posibilidad un reinicio de la tectónica, liberando gases del núcleo para proporcionar más atmósfera. Si Marte alberga agua líquida, en ese momento podría ser habitable para la vida tal y como la conocemos.

Desde hace tiempo se ha considerado que distintas lunas de Júpiter podían potencialmente albergar vida. Pero una de ellas, Io, tiene tanta actividad volcánica, resultado de las fuerzas de marea de Júpiter, que no se considera un buen candidato. La actividad tectónica rehace la superficie de Io en menos de un millón de años.

“Si eso sucediera en la Tierra, sería difícil imaginar cómo se desarrollaría la vida”, dijo Barnes.
Un potencial planeta similar a la Tierra, pero ocho veces más masivo, llamado Gliese 581d fue descubierto en 2007 aproximadamente a 20 años luz de distancia en la constelación de Libra. Al principio se pensó que el planeta estaba demasiado lejos de su sol, Gliese 581, para tener agua líquida, pero observaciones recientes han determinado que la órbita está dentro de la zona habitable para el agua líquida. No obstante, el planeta está fuera de la zona habitable debido a las fuerzas de marea de su sol, lo cual creen los autores que limita drásticamente las posibilidades de vida.

“Nuestro modelo predice que las mareas pueden contribuir sólo en un cuarto del calor requerido para hacer un planeta habitable, por lo que puede requerirse mucho calor procedente del decaimiento de isótopos radiactivos para llegar a la diferencia”, dijo Jackson.

Barnes añade: “El fondo es que las fuerzas de marea son un factor importante que tenemos que considerar cuando buscamos planetas habitables”.

23 junio 2009

¿Podrían los océanos arrastrar el campo magnético terrestre?




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Las corrientes oceánicas arrastran balsas flotantes de basura, plásticos y aire caliente por todo el planeta. Ahora también se puede añadir a la lista el campo magnético terrestre, según una controvertida nueva hipótesis.

El físico Gregory Ryskin de la Northwestern University ha propuesto que las corrientes océanicas “son responsables del lento desplazamiento de los polos magnéticos”. La hipótesis ha provocado una fuerte reacción entre los geofísicos. Uno de ellos, que habló con New Scientist, la consideró una “basura”.

La mayoría está de acuerdo con que el campo magnético es generado por el movimiento del hierro fundido que conforma el núcleo externo de la Tierra. Sin embargo, vale la pena investigar la idea de Ryskin de que los movimientos de los océanos puede afectar el campo magnético. Los océanos podrían arrastrar el campo a lo largo de las corrientes mundiales, y también pueden generar su propio campo magnético débil, dice el científico.
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Comparación de datos oceanográficos y geomagnéticos que muestran que la tendencia secular en la variación está estrechamente correlacionada con la tendencia de la intensidad del flujo de los océanos
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Efecto arrastre
La dinámica de fluidos clásica dice que un líquido conductor —incluso uno débil como el agua de mar— arrastra consigo las líneas de campo magnético mientras se mueve, aunque las líneas de campo puedan “deslizarse” y quedar atrás.

Ryskin ha calculado la forma en que son arrastradas las líneas del campo magnético terrestre por las corrientes oceánicas y cómo éste es modificado por los líneas del campo magnético propio del océano. Encontró que el movimiento encaja perfectamente con las observaciones de cómo el campo magnético ha ido cambiando con el tiempo, y en particular la forma en que los polos geomagnéticos se han estado moviendo.

Además, débiles corrientes eléctricas generadas en el agua de mar fluyen a través del campo magnético terrestre y generan campos magnéticos “oceánicos” secundarios. Ryskin incluyó el efecto de estos campos magnéticos en sus cálculos. Ryskin también demostró que los lugares del mundo donde son mayores las distorsiones en las líneas del campo geomagnético corresponden a zonas donde las corrientes oceánicas son más fuertes.
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¿Giros oceánicos o influencia magnética?
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Fuertes reacciones
A pesar de las pruebas, la hipótesis fue recibida con fuertes objeciones por el conjunto de los geofísicos. “Los físicos deberían saber más”, dijo un geofísico a New Scientist. Otro, Alexei Kuvshinov, un físico del magnetismo planetario en el Instituto Federal Suizo de Tecnología, Zurich, dice: “Tengo una fuerte impresión de que sus cálculos numéricos están equivocados”.
No todo el mundo rechaza la investigación de Ryskin. “Los océanos casi seguro que modifican ligeramente el campo geomagnético que se observa en la superficie debido a la corriente eléctrica que fluye entre la Tierra y la ionosfera”, dice el geofísico Raymond Ocultar el Imperial College de Londres.”Los geofísicos deberían agradecer a Ryskin si puede mejorar lo que otros ya han hecho. Le deseo lo mejor.”

Fuente: New Scientist.



22 junio 2009

Rusia enviará en octubre sonda para explorar luna Fobos en Marte




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La sonda espacial rusa Fobos-Grunt, que partirá en octubre próximo hacia Marte y deberá traer de vuelta las muestras del terreno de Fobos, la luna marciana, ayudará a comprobar la hipótesis de que la vida en la Tierra tiene origen en el espacio exterior, declaró hoy Lev Zeliony, director del Instituto ruso de exploraciones espaciales.

“Enviaremos a Fobos cultivos bacterianas para averiguar si sobreviven o no en las condiciones del frío y la radiación, es decir, si pueden viajar con meteoritos, por ejemplo”, explicó el científico en una entrevista con RIA Novosti. Durante los tres años del vuelo, las bacterias se expondrán a bajas temperaturas, vacío y rayos gamma provenientes del Sol, o sea, viajarán en condiciones equiparables a las del espacio exterior. La radiación será la prueba más difícil, agregó.

Zeliony subrayó que el experimento aportará luz a la llamada teoría de la panspermia, hipótesis de que las “semillas” de la vida permanecen esparcidas por todo el Universo y llegaron un día a nuestro planeta dando comienzo a la ulterior evolución de organismos vivos. Será la primera misión interplanetaria de Rusia desde el fracaso de la Mars 96. En el proyecto participan también China y Finlandia que construyen, respectivamente, un orbitador y dos estaciones meteorológicas, así como colaboraciones menores de otros países.
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Maqueta de Fobos-Grunt (The Planetary Society)
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Modelo del soporte de la sonda
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La Fobos-Grunt propiamente dicha se compone de dos módulos y ambos aterrizarán en Fobos. El más pequeño, cargado con las muestras, volverá a la Tierra en el 2012. El más grande, que permanecerá en la superficie del satélite durante un año, estudiará el medio ambiente de Marte, incluyendo su atmósfera, las tempestades de arena, el plasma y la radiación y también servirá de enlace de comunicaciones con las estaciones finlandesas.

Objetivos de la Misión
- Recolectar muestras de suelo (regolito) de Fobos y regresar con ellas a la Tierra.
- Estudio in situ de las propiedades físicas y químicas de la superficie de Fobos.
- Estudio de la estructura interna de Fobos. - Análisis de los movimientos de Fobos.
- Monitoreo de la atmósfera de Marte, incluyendo la dinámica de las tormentas de polvo y los cambios estacionales.
- Estudiar el entorno marciano, como el nivel de radiación, plasma y polvo planetario.

Desarrollo de la misión
La sonda usará una etapa Fregat para escapar de la gravedad terrestre y dirigirse hacia Marte. Sin embargo la extraña configuración de la misión (la Yinghuo-1 irá instalada debajo de la Fobos-Grunt, por lo que que ésta no podrá usar sus motores principales en el viaje. En cuanto a los MetNet, serán instalados en la propia Fregat) hace que la Fregat acompañe al conjunto hasta su llegada a Marte. Una vez allí se liberarán los MetNet para que caigan al planeta y, tras un último encendido de la Fregat para colocar al conjunto Fobos-Grunt+Yinghuo-1 en órbita marciana, se desechará la etapa. Tras esto, se separará la Yinghuo-1 de la Fobos-Grunt.
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Fobos fotografiado por la Mars Global Surveyor en el año 2003
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Una vez en solitario, la Fobos-Grunt estará sólo compuesta por la etapa de crucero/aterrizaje (1.480 kg) y la de regreso (210 kg). Tras la captura inicial, se irá reduciendo la órbita para aproximarse paulatinamente a la de Fobos. Finalmente, la sonda se aproximará al satélite, procediendo al aterrizaje.

Dada la baja gravedad de Fobos se corre el riesgo de que la sonda rebote al posarse. Para evitarlo unos motores "empujarán" la sonda hacia abajo una vez toque suelo (un procedimiento similar al que se pretendió usar en las misiones lunares tripuladas LK).

Inicialmente se pensó en instalar un taladro que penetrara en el subsuelo para recoger muestras. Sin embargo, dada la baja gravedad de Fobos, esta opción se ha desestimado que ya si hace demasiada fuerza hacia abajo se corre el peligro de que vuelque la sonda. Así pues finalmente se optó por instalar en su lugar una pala. El hecho de recoger sólo muestras de la superficie (la pala no penetrará más de unos 25 mm) no parece ser un problema ya que en los penetradores del Programa Luna no se observó gran diferencia entre el terreno de superficie y el subsuelo. Sin embargo sí que se considera crítico obtener muestras de piedras, ya que el polvo será material reprocesado una y otra vez y probablemente refleje más la composición de los meteoritos que han ido cayendo en Fobos que no del propio satélite. La pala puede recoger muestras de hasta 1,25 cm de diámetro. Se espera que se efectúen unas 15-20 recolecciones, con un total de 150 g de suelo. Tras cada extracción una tubería llevará las muestras a un contenedor especial situado en la cápsula de regreso. La recolección durará entre dos días y una semana.
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Diseño Fobos-Grunt
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La etapa de retorno despegará de la luna, quedando inicialmente en órbita de Marte. Tras diversas maniobras, abandonará el planeta para dirigirse a la Tierra. Mientras tanto el grueso de la sonda permanecerá en Fobos, monitorizando Marte y sirviendo de enlace de comunicaciones con otras misiones.

Poco antes de reingresar en la atmósfera terrestre, la cápsula con las muestras (8 kg) se separará de la etapa que la ha llevado hasta allí. La cápsula tiene una forma parecida a la de las naves Soyuz y no aterrizará mediante paracaídas o retrocohetes sino por impacto directo. Para facilitar su localización está dotada de una radiobaliza.

Fuente: RIA Novosti Aportado por Gustavo A. Courault



20 junio 2009

Científicos descubren profundo lago en la superficie de Marte




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Un equipo de investigación de la Universidad de Colorado en Boulder ha descubierto la primera prueba definitiva de costas en Marte, una indicación de un profundo y antiguo lago, una conclusión que tiene implicaciones para el descubrimiento de antigua vida en el planeta Rojo.

Se calcula que tiene una antigüedad más de 3 mil millones de años. El lago parece haber cubierto hasta 200 kilómetros cuadrados y haber tenido hasta 450 metros de profundidad, el equivalente más o menos al Lago Champlain en el límite de los Estados Unidos y Canadá, dijo el investigador asociado Gaetano Di Achille de CU-Boulder, quien dirigió el estudio.

Los rastros de costa, que se encuentran a lo largo de un amplio delta, incluyen una serie de crestas y depresiones alternadas que, se cree, son los vestigios que quedaron de depósitos de playa. “Esta es la primer evidencia inequívoca de costas en la superficie de Marte”, dijo Di Achille. “La identificación de costas y las pruebas geológicas que las acompañan permiten calcular el tamaño y el volumen del lago, que parece haberse formado alrededor de 3.400 millones de años atrás.”

Un documento sobre el tema de Di Achille, el profesor asistente Brian Hynek de CU-Boulder y el investigador asociado Mindi Searls CU-Boulder, todos del Laboratorio de Física Atmosférica y del Espacio, fue publicado en línea en Geophysical Research Letters, una publicación de la American Geophysical Unión.

Las imágenes utilizadas para el estudio fueron tomadas por una cámara de alta potencia conocida como High Resolution Imaging Science Experiment, o HiRISE. Instalada en el orbitador Mars Reconnaissance de la NASA, HiRISE puede resolver características en la superficie de hasta un metro de tamaño desde su órbita de 320 kilómetros sobre Marte.

Un análisis de las imágenes HiRISE indican que el agua talló un cañón de 48 kilómetros de largo que se abrió en un valle, depositando sedimentos que forman un gran delta. Este delta y otros en torno a la cuenca implican la existencia de un extenso lago de larga vida, dijo Hynek, que también es profesor asistente en CU-Boulder del departamento de ciencias geológicas. El lecho del lago está situado en un valle mucho más amplio, conocido como el Shalbatana Vallis.


“Encontrar costas es una especie de Santo Grial para nosotros”, dijo Hynek.

Además, las pruebas muestran que el lago existió durante un teimpo en que se cree que marte era frío y seco, algo en desacuerdo con las teorías actuales propuestas por muchos científicos planetarios, explicó Hynek. “La investigación no sólo demuestra que hubo un sistema lacustre de larga vida en Marte, sino que podemos ver que el lago se formó después de la época en que se cree que terminó el período cálido y húmedo”.

Los científicos planetarios creen que las superficies más antiguas de Marte se formaron durante una estación húmeda y cálida llamada Noachan, hace unos 4.100 a 3.700 millones de años, en la que se produjo un gran bombardeo de meteoritos y extensas inundaciones.

Se cree que el recién descubierto lago se ha formado durante la época Hesperiana, posterior al final del período cálido y húmedo en Marte en 300 millones de años, según el estudio.
Los deltas adyacentes al lago son de gran interés para los científicos planetarios porque los deltas de la Tierra entierran rápidamente el carbono orgánico y otros biomarcadores de la vida, según Hynek.

La mayoría de los astrobiólogos creen que cualquier indicios de vida presente en Marte se descubrirá en forma de microorganismos subterráneos. Pero en el pasado, los lagos en Marte habrían proporcionado unos acogedores hábitats de superficie, ricos en nutrientes para esos microbios, dijo Hynek.


Al parecer, el retiro del lago fue lo suficientemente veloz como para evitar la formación de nuevas costas, más bajas, dijo Di Achille.

El lago se debe haber evaporado, o se congeló y el hielo pasó lentamente a ser vapor de agua, y desapareció durante un período de cambio climático brusco, según el estudio.
Di Achille dijo que el recién descubierto y prístino lecho del lago y los depósitos del delta sería un buen objetivo para una futura misión a Marte de aterrizaje en busca de evidencias de antigua vida.

“En la Tierra, los deltas y los lagos son excelentes colectores y conservadores de signos de vida pasada”, dijo Di Achille. “Si la vida en Marte se produjo alguna vez, los deltas puede ser la clave para desbloquear el pasado biológico de Marte”.

Fuente: University of Colorado. Aportado por Eduardo J. Carletti


19 junio 2009

LRO y LCROSS Rumbo a la luna, NASA confirma contacto




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Las sondas LRO y LCROSS en estos momentos viajan a toda velocidad rumbo a la Luna. Tras más de una hora durante la cual el lanzamiento parecía que iba a suspenderse debido a la presencia de tormentas en la zona, el cohete Atlas V fue encendido impulsando a las dos naves y a la etapa superior Centaur hacia el espacio.

A las 23:40 GMT la NASA estableció contacto con éxito con la sonda LRO que desplegó su antena de comunicaciones y sus paneles solares. Ahora se siguen comprobando los sistemas para tenerla preparada para la maniobra de corrección de trayectoria que se realizará a mitad de camino. La sonda, que encenderá sus motores para entrar en órbita lunar el martes 23 a 09:43 GMT, encenderá todos sus instrumentos en las próximas dos semanas y pasará dos meses de comprobación exhaustiva de sus instrumentos.

Por su parte la sonda LCROSS ha ha tomado el relevo a la etapa Centaur controlando la orientación y sus sistemas han sido chequeados con éxito. El martes 23 de junio a las 10:00 GMT el conjunto LCROSS/Centaur sobrevolará por primera vez la Luna. Tras el sobrevuelo entrarán en una enorme órbita polar alrededor de la Tierra y la Luna, realizando al menos tres órbitas de este tipo con una duración de 37 días cada una.

El impacto se producirá el 9 de octubre a las 11:30 GMT en alguna zona de la región Cabeus. El punto exacto se decidirá 30 días antes observando los datos de LRO.
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Cronología del lanzamiento
A las 18:20 GMT, los últimos técnicos abandonaban la zona de lanzamiento del Complejo 41 donde se encontraba el cohete Altas V con las dos naves abordo. A las 18:22 GMT el reloj quedaba parado en una primera pausa de 30 minutos marcando T -2 horas, lo que permite a los técnicos disponer de un tiempo extra por si aparecen complicaciones de última hora.

Media hora después, a las 18:50 GMT y tras una encuesta entre los técnicos responsables de los sistemas, se da luz verde al comienzo del llenado de los tanques de combustible del cohete y se reanuda la cuenta atrás de nuevo. La etapa superior Centaur lleva dos tanques independientes de combustible, uno para oxígeno líquido y el otro para el hidrógeno líquido, que formaran la mezcla explosiva en la tobera de los motores. La primera etapa llevará al oxígeno líquido como oxidante y queroseno RP-1 como propelente.

A las 19:07 GMT comenzó el llenado del tanque de oxígeno líquido de la etapa Centaur, con 16.300 litros, enfriados a -183ºC, para ser consumidos por el motor RL10 de esta etapa. Este proceso durará algo más de media hora, hasta las 19:39 GMT.
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A las 19:17 GMT comienza la carga de oxígeno líquido en el tanque de la primera etapa del cohete. Este tanque es el más grande del cohete y contiene 189.000 litros del oxidante criogénico para el doble motor RD-180. A las 20:08 GMT, tras 50 minutos de llenado, el tanque queda listo para el vuelo. Los 94.500 litros del propelente queroseno RP-1 ya fueron cargados en una primera cuenta atrás hace algunas semanas.

El lanzamiento estaba previsto para las 21:12 GMT pero las nubes de tormenta se acercaban a Cabo Cañaveral, poniendo en peligro el lanzamiento ya que las previsiones apuntaban a que el mal tiempo duraría más de una hora. En caso de no poder lanzarse a la hora prevista, la NASA aplazaría el despegue 10 minutos más y si fuera necesario otros últimos 10 minutos (21:32 GMT). Cada una de las tres ventanas de lanzamiento tiene una duración de 1 segundo.
A las 19:52 comenzaba el llenado del tanque de hidrógeno líquido de la etapa Centaur, que alberga hasta 49.140 litros del propelente criogénico a -252ºC. Este proceso durará 22 minutos, hasta las 20:14 GMT.

Una hora y 10 minutos antes del lanzamiento, a las 20:02 GMT, la meteorología se vuelve adversa y aumentan las tormentas en los alrededores del centro espacial, poniendo la situación en un NO GO que impide volar. Esta situación se mantiene a las 20:32 GMT, con demasiado potencial eléctrico en el aire y varias capas de nubes con excesivos vientos, cayendo las posibilidades de lanzamiento por debajo del 30%.
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A las 20:48 comienza una parada del reloj de 20 minutos de duración marcando T -4 minutos. Diez minutos más tarde la NASA retrasa el lanzamiento, ya que a la hora prevista inicialmente no hay ninguna posibilidad de que el cohete sea lanzado. La situación es tan mala que se decide pasar directamente a la tercera ventana de lanzamiento que era 20 minutos más tarde que la primera, a las 21:32 GMT. En caso de no poder lanzarse en la jornada de hoy, la NASA tiene varias oportunidades más el viernes y el sábado, pero luego sería necesario un aplazamiento mayor.

Cuando ya nadie pensaba que fuera posible el lanzamiento, a las 21:17 GMT la NASA da el GO para el despegue, ya que la situación meteorológica es mucho más despejada ya que no hay tormentas cercanas, aunque la capa de nubes sigue siendo espesa.

Tras la serie de comprobaciones finales, por fin a las 21:32 GMT el cohete Atlas V encendió sus dos motores de la primera etapa y separándose del suelo en pocos segundos. Esta primera etapa propulsó durante 4 minutos a las dos sondas y a la etapa Centaur para separarse de ellas al agotar su combustible. Una cámara abordo del cohete permitió seguir en directo todo el espectacular ascenso y la apertura de la cofia del cohete, dejando las sondas visibles.
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Segundos después el motor de la etapa Centaur hacía ignición por primera vez durante 10 minutos, elevando la órbita de ambas naves y dejándolas en una órbita provisional. Tras un apagado de 24 minutos volvío a encenderse esta etapa durante 5 minutos más, dotando al conjunto de la velocidad necesaria como para abandonar la órbita terrestre y poner rumbo a la Luna.

Por fin, tras apagarse por segunda y última vez la etapa Centaur, una maniobra de giro colocó al conjunto en la posición precisa para que la sonda LRO se separara con éxito y emprendiera en solitario su viaje hasta la Luna, donde llegará el martes 23 por la mañana a las 09:43 GMT para encender su motores de frenado y entrar en una órbita lunar de 30 x 216 kilómetros. En las próximas horas se realizaran las primeras sesiones de comunicación con la nave para desplegar los paneles solares y la antena. Más tarde se realizarán chequeos para confirmar que todos los sistemas siguen en buen estado tras el lanzamiento.
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Por su parte, la sonda LCROSS seguirá unida durante 4 meses más a la etapa Centaur en su viaje hasta la Luna. En las cuatro horas siguientes al lanzamiento, la etapa Centaur expulsará al espacio todo el combustible que le haya sobrado para evitar contaminar los datos que se obtengan en el impacto. Tras quedarse vacía, la etapa Centaur pasará el mando a LCROSS que será la que gobernará el viaje y las modificaciones de trayectoria necesarias.

Ambas entrarán en unas enormes órbitas que las llevarán a hacer varias veces el viaje de ida y vuelta de la Tierra a la Luna, para ir adquiriendo la órbita necesaria para sus impactos en el polo sur lunar el próximo 9 de octubre.

Fuente: Pedro León www.sondasespaciales.com


18 junio 2009

Comunidad Científica opina sobre la Existencia de Vida en Otros Mundos




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En un reciente congreso celebrado en la Universidad de Harvard, muchas de las ponencias demostraron el creciente convencimiento de la comunidad científica sobre la existencia de vida en otras partes del universo. La vida simple, comparable en complejidad a los microbios de la Tierra, debe ser la más común en otros mundos. La vida compleja, y sobre todo la muy compleja, capaz de merecer la definición de "vida inteligente", debe ser mucho menos abundante que la simple. Sin embargo, las probabilidades de que surja vida inteligente aumentan con el paso del tiempo, debido a la creciente riqueza química que experimenta el universo en su evolución; es decir que, si es cierto lo que algunos creen, que como especie inteligente estamos solos en el universo, será porque somos los primeros.

En el congreso, se pasó revista a cómo surgió la vida en la Tierra, y también a los muchos pasos, a veces improbables, que se necesitó tomar en nuestro mundo para permitir la aparición de vida inteligente. El radioastrónomo Gerrit Verschuur afirmó que él cree que aunque es muy probable que haya vida en otros mundos, quizás incluso en muchos, es en cambio muy improbable que esos seres sean inteligentes, y también lo es que puedan comunicarse con nosotros.

Verschuur presentó su versión de la Ecuación de Drake, formulada por el astrónomo Frank Drake en 1960, que proporciona los medios para calcular el número de civilizaciones inteligentes con las que sería posible que los seres humanos establezcamos contacto.
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Dimitar Sasselov, Profesor y Director Astronomía (Harvard)
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La ecuación relaciona esas posibilidades con la tasa de formación de estrellas y de planetas habitables. Incluye la tasa con la cual la vida surge en tales planetas, adquiere inteligencia, desarrolla la tecnología y las capacidades de comunicación interplanetaria. Finalmente, calcula el tiempo durante el cual esa civilización puede existir.

Usando la ecuación de Drake, Verschuur calculó que, en el grupo de galaxias que incluye a nuestra Vía Láctea, puede haber tan sólo otra civilización tecnificada capaz de comunicarse con la humanidad; un número tan pequeño que puede explicar por qué después de varias décadas de rastreo de los cielos en busca de señales de vida inteligente no se ha obtenido ningún resultado prometedor.

Dimitar Sasselov, profesor de astrofísica en la Universidad de Harvard, coincidió con Verschuur en que la vida probablemente es común en el universo. Él cree que la vida es un “fenómeno planetario” natural que se da con facilidad en los planetas con las condiciones apropiadas.
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Radioastrónomo Gerrit Verschuur
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En cuanto a la vida inteligente, considera que es sólo una cuestión de tiempo. Sasselov argumenta que aunque el universo, a sus 14.000 millones de años de edad, puede parecernos viejo, en realidad es muy joven. Los elementos pesados que componen los planetas como la Tierra no estaban disponibles en el universo temprano; tales elementos fueron formados por las estrellas. Muchos de ellos sólo estuvieron disponibles para comenzar a formar los planetas rocosos como la Tierra hace apenas 7.000 u 8.000 millones de años. Si uno considera que además se requirieron casi 4.000 millones años para que la vida inteligente se desarrollase en la Tierra, no resulta sorprendente que ésta siga siendo rara.

Por tanto, puede que los humanos representemos la primera generación de vida inteligente en el universo.

Sasselov cree que el telescopio espacial Kepler de la NASA podría encontrar, antes que acabe el año, más de una docena de planetas con un tamaño entre el de la Tierra y el doble, algunos de los cuales podrían tener la estabilidad y las condiciones que permitirían que la vida se desarrolle.
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Andrew Knoll, Profesor Ciencias Planetarias (Harvard)
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Andrew Knoll utilizó las lecciones que nos da la Tierra para trazar un "plano de diseño" de lo que puede requerir el desarrollo de inteligencia en otros mundos. Knoll cree que el aumento de la movilidad, los niveles de oxígeno y la depredación, junto con su necesidad de sofisticados sistemas sensoriales, la actividad coordinada y un cerebro, proveyeron los primeros pasos hacia la inteligencia. Un planteamiento parecido podría darse en otros planetas.

Otras de las ponencias versaron sobre la búsqueda de planetas habitables, el desarrollo de vida artificial, el viaje humano a Marte y la idea de que la vida podría tener un componente de autodestrucción.

Fuente: http://www.news.harvard.edu/gazette/2009/05.07/11-universe.html



17 junio 2009

El Atlántico, el océano con mayor concentración de CO2 del planeta




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El océano Atlántico es un inmenso sumidero de dióxido de carbono (CO2). Incluso más grande de lo que hasta ahora se creía, según un estudio internacional en el que han participado investigadores del Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC). Según los datos dados a conocer en un artículo publicado en la revista Biogeosciences, la cantidad que almacena el Atlántico es un 13% superior a las cifras que se manejaban hasta ahora.

El estudio concluye que la cantidad de CO2 de origen antropogénico (proveniente de las actividades humanas) es de 54 gigatoneladas, en lugar de las 47 estimadas hasta ahora. Cada gigatonelada son 1.000 millones de toneladas. La investigación, que se enmarca en el proyecto CARBOOCEAN de la Unión Europea, se realizó en el océano Atlántico por su importante papel en la circulación oceánica global y por ser el océano que almacena mayor cantidad de CO2 respecto a su volumen total.
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Concentración CO2 en los mares



Incidencia del CO2 en el mundo
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Sin embargo, según el investigador del CSIC Marcos Vázquez, del Instituto de Investigaciones Marinas en Vigo, «las conclusiones son extrapolables a cualquier otro océano del mundo». La cantidad global de carbono almacenada en los océanos desde 1800 hasta nuestros días es de 147,5 gigatoneladas. Por término medio, en las últimas tres décadas, la cantidad de carbono se ha incrementado 2 gigatoneladas por año.

Para estimar la cantidad de dióxido de carbono antropogénico, los investigadores aplicaron cinco métodos de análisis. Cuatro de estos métodos se basan en medidas de CO2 disuelto, salinidad, temperatura, nutrientes y alcalinidad en el agua del mar. El quinto se basa en estimaciones a partir de la presencia de CFC (cloroflurocarbonos de uso industrial).
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Paises con mayor producción de CO2


Fuentes primaria y secundaria de CO2
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Evaluar el futuro
La investigación, en la que además han participado científicos franceses, estadounidenses y noruegos, pretende evaluar con precisión las fuentes y sumideros de carbono antropogénico en el océano desde 1800 (época en la que comienza la revolución industrial) y estimar qué podría pasar en un futuro.

«Existe un intercambio continuo de captación y emisión de dióxido de carbono entre el océano y la atmósfera, en un estado de equilibrio dinámico, y a escala global el océano capta más CO2 del que emite», explica Marcos Vázquez.
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Ciclo generativo del CO2




Posibles causas presencia CO2 en el mar
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Este proceso tiene un potencial mitigador frente a los efectos del cambio climático, aunque también produce efectos no deseados, como la disminución del pH del agua, lo que se conoce como acidificación de los océanos.

«Este fenómeno, que se produce sobre todo en aguas superficiales, causa alteraciones de la actividad fotosintética de las praderas de fanerógamas marinas,así como en la reproducción de moluscos y equinodermos y dificultan la formación del exoesqueleto calcáreo (conchas, caparazones) de corales y moluscos», aclara el científico.

Fuente:http://www.elmundo.es/elmundo/2009/06/16/ciencia/1245152244.html




Endeavour sigue sin despegar, evaluan daños




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La NASA suspendió este miércoles por segunda vez el lanzamiento del transbordador Endeavour hacia la Estación Espacial Internacional (ISS) debido a un escape de hidrógeno durante el llenado del tanque externo de combustible de la nave, informó un vocero.

"Hemos decidido anular el proceso de lanzamiento de la misión Endeavour STS-127 a las 01H55 (05H55 GMT)", indicó el vocero Mike Curie. El despegue estaba programado para las 05H40 locales (09H40 GMT).

La misión del transbordador Endeavour, que iba a partir hoy hacia la Estación Espacial Internacional (ISS) en una misión de 16 días, se ha aplazado hasta el próximo 11 de julio. La decisión de suspender el lanzamiento fue tomada después de que los ingenieros realizaran operaciones para evaluar la amplitud de la pérdida.
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Endeavour
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El origen de la fuga, es similar al que obligó a la NASA a anular el lanzamiento del transbordador Discovery en marzo. El escape de gas de hidrógeno se ha halla en un conducto correspondiente a un depósito externo, el mismo sitio que el sábado pasado obligó el aplazamiento del lanzamiento.

Minutos antes, la NASA había detenido el llenado de los tanques externos de combustible.

"Los ingenieros detuvieron el llenado del tanque externo del transbordador Endeavour para evaluar la fuga", indicó Mike Curie. El director del programa espacial, LeRoy Cain, explicó que una vez esté arreglado y estén seguros de que tienen la solución y va a funcionar sin problemas intentarán volar de nuevo.

La anulación del sábado pasado se decidió pocas horas antes del encendido de los motores.
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astronauta canadiense Julie Payette
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La decisión de intentar lanzar el Endeavour el miércoles llevó a la NASA a postergar al menos 24 horas el lanzamiento de dos sondas lunares, LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) y LCROSS (Lunar Crater Observation and Sensing Satellite) a bordo de un cohete Atlas V desde la cercana base aérea de Cabo Cañaveral.

La agencia espacial estadounidense tiene ocho misiones restantes para completar la construcción de la estación espacial de 100.000 millones de dólares, antes de que la flota de transbordadores sea retirada de servicio en alrededor de 18 meses.

Fuente: NASA



16 junio 2009

Somos los custodios de la atmósfera, así lo afirma Wallace Broecker




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El investigador estadounidense Wallace Broecker, quien en los años 70 acuñó el término calentamiento global, apuesta por soluciones tecnológicas masivas para luchar contra el cambio climático. Según su opinión, los países ricos deben de capturar y almacenar el CO2 de la atmósfera para paliar el problema al que han contribuido más que otros.

Broecker, de visita en Madrid para recoger el premio Fronteras del Conocimiento en la categoría Cambio Climático, que le ha concedido la Fundación BBVA, apuesta por un método que desarrolla un investigador y colega suyo de la Universidad de Columbia, en Nueva York.

El método consistiría en situar en zonas desérticas unas tolvas rellenas con una fibra de plástico, capaz de retener a lo largo del día el 30% del CO2 del aire que simplemente circula por ellas. Luego habría que descargar el gas en unas naves donde debería ser licuado y enviado a través de tuberías a almacenamientos geológicos profundos seguros.
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Wallace Broecker durante su intervención
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«Hay que empezar a probar esos primeros prototipos, que llevarán más de una década de desarrollo», dijo en relación con este proyecto que hasta ahora ha contado con seis millones de dólares de financiación.

Broecker, que es un especialista en cambios abruptos del clima, advierte que los actuales modelos de previsión del clima son imprecisos y que no contemplan todas las variables físicas del sistema. «Nadie sabe cómo responderá el clima dentro de 100 años. Y si fuera un cambio abrupto, nos enteraremos cuando ocurra», aseguró. Este investigador, en activo pese a contar ya con 78 años, cree que el cambio climático traerá «enormes consecuencias» para todos los seres vivos del planeta. En su opinión, el calentamiento será aún más agudo en el Hemisferio Norte que en el Sur, donde los océanos ocupan mucha mayor superficie y atenuarán esos cambios.

Sin embargo, Broecker considera que los océanos están llegando ya a un alto nivel de saturación en la absorción del CO2. Según sus estudios, las capas superficiales del océano -que tardan en mezclarse un milenio con las aguas profundas- dejarán de ser la esponja de la contaminación de la era industrial. En este tiempo se considera que han retenido un 35% de los gases de efecto invernadero. Muy poco con lo que se deben reducir las emisiones, que según Broecker debe ser un 90%.
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los países ricos deben de capturar y almacenar el CO2
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«Somos los custodios de la atmósfera y sería irresponsable ponerse de brazos cruzados», dijo Broecker refiriéndose a la acción política que deben emprender los gobiernos.

En su opinión, las negociaciones del clima que concluyen en diciembre en Copenhague no van a dar los resultados necesarios, porque los grandes compromisos que hay que adoptar «es poco probable que las grandes naciones los asuman».

«Siempre habrá negacionistas del cambio climático. Algunos lo hacen para hacerse famosos y otros (lo dijo para responder una pregunta sobre la posición de Aznar) no saben nada de física. En EEUU hemos tenido a un bufón muchos años», dijo en referencia al ex presidente Bush.

Broecker, que destinará la mayor parte de los 400.000 euros del premio de la Fundación BBVA a una fundación de investigación, se considera a su edad «un activista». En esta tarea gasta la mayor parte de su tiempo. Y en recoger premios y galardones. La semana pasada lo hizo en la Universidad de Cambridge; y ésta en Madrid.

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