El sistema solar va centrar una gran part de les notícies astronòmiques de l'any. L'arribada a Plutó de la sonda New Horizons, l'anunci de la presència d'aigua líquida a Mart, el descobriment d'un oceà líquid sota la superfície del satèl·lit Encelade, l'exploració de la sonda Dawn del planeta Ceres i l'estudi del cometa Churyumov-Gerasimenko que va dur a terme la sonda Rosetta en són una mostra.
La New Horizons arriba a Plutó
Detall de la superfície de Plutó, imatge presa des de la sonda New Horizons
© NASA / John Hopkins University / Applied Physics Laboratory / Southwest Research Institute
La sonda New Horizons de la NASA va ser llançada al gener de l'any 2006, quan Plutó encara es considerava un planeta. Al cap de més de nou anys, el 14 de juliol de 2015, i amb Plutó integrat a la categoria de planeta nan, la sonda va assolir la seva mínima distància en relació amb aquest cos del cinturó de Kuiper. La New Horizons ha revelat que el sistema de Plutó i les seves llunes és molt més divers i complex del que se sabia. S'ha pogut determinar que el diàmetre de Plutó és de 2.370 km, una mica més gran del que fins ara es pensava. La superfície del planeta nan mostra una gran varietat de terrenys, amb una activitat geològica recent gràcies a la qual s'han format subs-trats de roca rics en gel d'aigua i altres compostos més volàtils, glaceres, planúries de gel i joves sistemes muntanyosos. La presència d'una xarxa de valls indica l'existència d'un flux de material a la seva superfície. També s'han detectat dunes similars a les que forma el vent a la Terra, ara per ara de difícil explicació tenint en compte que l'atmosfera del planeta nan és molt tènue. Arran de les informacions facilitades per la sonda, la qüestió principal que planteja la gran activitat geològica de Plutó és com un cos tan petit pot mantenir una activitat com aquesta durant milers de milions d'anys després de la seva formació.
Igualment, la New Horizons va enviar informació sobre el sistema de llunes de Plutó. Així, de Caront, la lluna principal, va mostrar que també té una gran complexitat geològica amb una escorça heterogènia, però no hi va detectar atmosfera. De les llunes Nix i Hidra les informacions indiquen que ambdues tenen una superfície altament reflectant, la qual cosa podria indicar la presència de gel d'aigua relativament pur.
Aigua líquida a Mart
Fins el moment se sabia que en el passat hi havia hagut aigua líquida a la superfície de Mart, i que en l'actualitat hi ha aigua en forma de gel. Al setembre, la NASA va anunciar que també hi ha aigua líquida al planeta Mart. Es tracta de fluxos intermitents d'aigua salobre situats a poca profunditat. Part de l'aigua arriba a la superfície i crea un seguit de vetes fosques que s'havien anat observant en alguns pendents de l'orografia marciana. A partir de les dades de l'espectrògraf de la sonda Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) es va poder detectar la presència de sals hidratades associades amb les esmentades vetes fosques, que semblen fluir pendent avall i aparèixer i desaparèixer seguint el cicle de les estacions marcianes. Les sals fan baixar el punt de congelació de l'aigua, de manera que aquesta pot romandre en estat líquid a temperatures de fins a -23 oC. En certes zones de Mart, on s'havia observat la presència d'aquestes franges fosques, la temperatura roman per sobre d'aquest llindar durant una part de l'any, la qual cosa permet així la presència d'aigua líquida.
Visita a Ceres
Imatge del planeta nan Ceres presa per la sonda Dawn en què es poden observar les taques brillants dins del cràter Occator
© NASA / JPL-Caltech / UCLA / MPS / DLR / IDA
Entre les òrbites de Mart i Júpiter trobem l'anomenat cinturó d'asteroides, poblat per una infinitat de petits cossos rocallosos anomenats asteroides i planetes nans com, per exemple, Ceres. L'any 2007, la NASA va enviar la sonda Dawn per explorar l'asteroide Vesta (el qual la sonda ja havia visitat entre els anys 2011 i 2012) i el planeta Ceres, on va arribar al març del 2015. Dawn va cartografiar la superfície de Ceres i hi va descobrir diverses estructures com cràters i muntanyes. Un dels descobriments més sorprenents va ser la presència de taques brillants a la superfície del planeta nan, les més destacables eren situades a l'interior d'un cràter d'uns 80 km de diàmetre anomenat Occator. Si bé encara no se sap del cert la natura d'aquestes taques brillants, l'explicació més plausible és que siguin zones cobertes d'un material altament reflectant, que gairebé segur que es tracti de dipòsits d'algun tipus de sal, i que brillin en ser il·luminades per la llum del Sol amb l'angle adequat. Les taques reflecteixen quatre vegades més llum que la mitjana de la resta de la superfície de Ceres.
Una altra característica de la superfície de Ceres descoberta per Dawn és una muntanya de forma piramidal de més de 6.000 m d'altitud (recordem que Ceres té un diàmetre de poc més de 950 km). La seva formació podria ser deguda a forces tectòniques en el gel del subsòl, un mecanisme que no és efectiu a la Terra, però sí en un cos amb una gravetat més petita com Ceres.
Rosetta i el cometa Churyumov-Gerasimenko
Després d'arribar al cometa Churyumov-Gerasimenko a l'agost del 2014 i de fer-hi aterrar el mòdul Philae a la seva superfície al cap de tres mesos, la sonda Rosetta va anar seguint el cometa a mesura que aquest s'apropava al Sol, a fi d'estudiar els canvis que es produeixen en augmentar la temperatura i sublimar-se nous compostos. Les dades indiquen que l'activitat del cometa s'ha incrementat de mica en mica, amb emissions de gasos i pols, i que, fins i tot, hi ha hagut canvis a gran escala a la seva
superfície, com l'aparició de formacions ar
rodonides amb diàmetres de fins a 200 m. El cometa, orbitat per la sonda, va passar pel punt més proper al Sol el 13 d'agost. Està previst que la missió finalitzi al setembre del 2016.
D'altra banda, les dades que ha obtingut el mòdul Philae han permès analitzar la composició química dels gasos i la pols del cometa, fet gràcies al qual s'han descobert fins a 16 compostos orgànics, alguns dels quals mai detectats abans en un cometa. En el gas, s'hi va trobar vapor d'aigua, monòxid i diòxid de carboni i quantitats menors de compostos orgànics com el formaldehid. La composició dels cometes, quasi inalterada des de la seva formació, ens permet conèixer quin paper van tenir com a mitjà de transport d'alguns elements i compostos químics cap als planetes interiors durant els primers estadis del sistema solar. En particular, es creu que una gran part de l'aigua de la Terra pot provenir dels impactes cometaris que es van produir al nostre planeta en un passat remot, però les mesures que han efectuat els instruments de Rosetta, com per exemple la de trobar la quantitat d'hidrogen i deuteri i d'alguns gasos nobles respecte a la quantitat d'aigua, sembla que contradiuen la hipòtesi de l'origen cometari de l'aigua de la Terra, ja que aquestes quantitats difereixen molt de les trobades al nostre planeta.
Planetes extrasolars
Al llarg del 2015, van continuar els descobriments de nous planetes extrasolars, alguns dels quals són semblants a la Terra i amb possibilitats d'allotjar-hi vida. Un d'aquests darrers és el planeta Kepler 452b, detectat pel telescopi espacial Kepler. Es tracta del primer planeta similar a la Terra -és només un 60% més gran--, que es troba a la zona d'habitabilitat d'una estrella de tipus solar. Aquesta zona és la regió de l'espai que té al voltant on un planeta podria tenir aigua líquida a la seva superfície, condició considerada indispensable perquè hi hagi vida. Kepler 452b es troba a 1.400 anys llum de la Terra i orbita una estrella de la constel·lació del Cigne.
Entre els quasi 2.000 exoplanetes detectats fins al final del 2015, existeix una àmplia varietat de mides, òrbites i distàncies en relació amb l'estrella que fa d'hoste. Un dels tipus de planeta més curiosos són els anomenats planetes circumbinaris. Aquests planetes orbiten dues estrelles i, si ens poguéssim situar a la seva superfície, al seu cel veuríem dos sols. El primer planeta circumbinari va ser detectat l'any 2011 i actualment se'n coneixen deu. El descobriment de l'últim, Kepler 453b, va ser anunciat al setembre del 2015. Com en la resta de planetes descoberts per mitjà del telescopi Kepler, la detecció es va fer per mitjà del mètode del trànsit planetari, que consisteix a mesurar la petita disminució de llum provinent d'una estrella que es produeix quan un planeta que orbita al seu voltant s'interposa entre aquesta i nosaltres. La inclinació de l'òrbita de Kepler 453b varia molt ràpidament, de manera que tan sols un de cada onze trànsits són visibles des de la Terra. Si altres planetes circumbinaris tenen el mateix comportament, voldria dir que només n'estaríem detectant una petita fracció, i que, per tant, serien més abundants del que s'ha observat fins ara. Si bé el nou planeta es troba a la zona d'habitabilitat del seu sistema, el fet que es tracti d'un planeta gegant gasós fa difícil que sigui apte per a allotjar-hi vida.
Un oceà subterrani a Encelade
El satèl·lit Encelade, en el qual es va descobrir un oceà subterrani, vist des de la sonda Cassini
© NASA / JPL-Caltech / Space Science Institute
Encelade és un dels satèl·lits interiors de Saturn. Juntament amb altres satèl·lits del sistema i del mateix Saturn, durant els darrers anys ha estat objecte d'estudi per part de la sonda Cassini de la NASA. Les dades d'aquesta missió han permès determinar que Encelade és un cos geològicament actiu i que posseeix una atmosfera formada en un 65% per vapor d'aigua. A aquests descobriments, s'hi va afegir l'anunci de l'existència d'un oceà subterrani d'aigua líquida que devia estendre's per tot el satèl·lit. Els investigadors han deduït la presència d'aquest oceà estudiant el lleuger moviment de balanceig o libració que Encelade efectua en traslladar-se al voltant de Saturn i que tan sols es pot explicar si se suposa que la capa de gel superficial del satèl·lit no es troba congelada també a l'interior. Des de fa temps se sabia que a sota del pol sud d'Encelade hi havia una gran massa d'aigua, que ara ha resultat que ocupa tot el satèl·lit.
Mida i forma de la Via Làctia
La Via Làctia, formada per més de cent mil milions d'estrelles, és la galàxia on es troba el Sol, i per això mateix ens és difícil tenir-ne una visió global.
Fins ara s'acceptava que la mida de la Via Làctia era de 100.000 anys llum de diàmetre, però al març del 2015 un equip d'astrònoms del Rensselaer Polytechnic Institute (RPI), dels Estats Units, van proposar que aquesta mida podria ser fins un 50% més gran. Segons estudis anteriors, el nombre d'estrelles de la Via Làctia disminueix bruscament a una distància d'uns 50.000 anys llum del seu centre, la qual cosa marca el que se suposava que n'era el límit exterior, encara que més enllà existeix un anell d'estrelles, situat a uns 60.000 anys llum del centre. Per als astrònoms de l'RPI, aquest anell d'estrelles, i altres que es trobarien encara més lluny, formen en realitat part del disc de la Via Làctia. Aquest disc no seria del tot pla, sinó que tindria unes ondulacions, les crestes de les quals serien els anells d'estrelles observats, fet que confirmaria que el disc s'estén més enllà del que es pensava.
Tampoc hi ha consens sobre el nombre de braços espirals que té la Via Làctia, que podria ser de dos o de quatre. Les darreres investigacions, com per exemple un estudi dut a terme a la Universidade Federal do Rio Grande do Sul (Brasil) a partir de la distribució de cúmuls joves d'estrelles, apunten cap a la presència de quatre braços. Aquests cúmuls es troben situats principalment als braços espirals i, per tant, tracen molt bé l'estructura de la Via Làctia. El fet d'escollir cúmuls joves assegura que no hagin tingut temps de desplaçar-se i continuïn dins del braç on es van formar. La nova investigació reforça altres estudis anteriors que, a partir de la cartografia de regions de formació estel·lar, també van arribar a la conclusió que la Via Làctia té quatre braços.
Un Univers menys accelerat
Els astrònoms fan servir les supernoves de tipus Ia per a mesurar l'acceleració de l'expansió de l'Univers. Aquestes són explosions d'una estrella nana blanca que va aglomerant matèria d'una estrella companya fins a superar l'anomenada massa de Chandrasekhar i entrar de nou en ignició. La característica que fa adequades les supernoves Ia per a fer mesures cosmològiques és que la seva brillantor intrínseca és constant. Així, observant la llum que ens arriba d'una supernova Ia determinada i comparant-la amb la seva brillantor intrínseca (que és coneguda ja que no varia d'una supernova a una altra) podrem determinar a quina distància es troba. D'aquesta manera, podem calcular la distància fins a galàxies molt llunyanes i analitzar com l'Univers s'ha anat expandint al llarg de la seva història. Va ser d'aquesta manera que l'any 1990 es va descobrir que l'expansió de l'Univers s'estava accelerant, impulsada per una força repulsiva desconeguda anomenada energia fosca.
Si existissin diferents tipus de supernoves Ia, amb brillantors intrínseques diferents, les distàncies calculades per a mesurar-ne l'acceleració podrien no ser del tot correctes. Això és precisament el que van descobrir un equip d'investigadors de la Universitat d'Arizona. Segons l'estudi hi ha dos grups de supernoves Ia, amb la peculiaritat que el grup menys abundant a distàncies petites és el més abundant a distàncies grans, quan l'Univers era més jove. Si aquest resultat es confirma, una part de l'acceleració en l'expansió de l'Univers es podria explicar per la presència dels dos grups de supernoves Ia. A la vegada, una acceleració menor implicaria menys energia fosca de la que s'assumeix actualment.