El método desarrollado permite desentrañar la historia de la formación estelar (HFE) en las galaxias a partir del color y el brillo de sus estrellas individuales

PODEMOS SER COMPETITIVOS EN I+D+i , también ahora (Análisis de un caso de éxito: ASTROFÍSICA ESPAÑOLA) Francisco Sánchez Foro España Innova, 6/2/2012 No voy a hablarles esta mañana ni de planetas extrasolares, ni de estrellas de neutrones, agujeros negros, materia obscura, energía obscura, ni de ninguna otra maravilla del misterioso Universo al que pertenecemos. Tampoco es mi intención hacer un discurso apologético, resaltando los mil y un beneficios de la Ciencia y del poder de la investigación para promover la competitividad y la recuperación económica, (todos los aquí presentes ya lo

Informe Semanal ha viajado al Instituto de Astrofísica de Canarias para conocer los últimos proyectos que nos acercan más al Sol.

La colaboración SDSS-III, en la que participa el IAC, anuncia nuevos resultados del proyecto BOSS sobre la enigmática energía oscura y los neutrinos, las elusivas partículas subatómicas claves para entender tanto el origen del universo como las supernovas

Hemos usado la cámara ACS del telescopio espacial para obtener observaciones profundas de un campo de M32 y otro de M31 para determinar la historia de formación estelar (HFE) de M32 a partir de sus estrellas resueltas. Encontramos que as estrellas de entre 2 y 5 mil millones de años contribuyen al 40% de la masa de M32, mientras que el 55% de la masa de M32 corresponde a estrellas más viejas de 5 mil millones de años. La HFE indica además la presencia de estrellas jóvenes (menos de 2 mil millones de años) y pobre en metales, sugeriendo que las binarias primordiales congribuyen al 2% de la

Las supernovas de tipo Ia ocurren cuando una enana blanca de carbono y oxígeno acrece suficiente masa para producir una explosión termonuclear. La acreción puede ser lenta, desde una estrella (proceso con una única estrella degenerada) no evolucionada (secuencia principal)o evolucionada (subgiante o gigante), o rápida, si la estrella primaria es capaz de fragmentar una enana blanca más pequeña orbitando Alrededor del centro de masas (proceso con dos estrellas degeneradas). Una estrella compañera sobrevivirá a la explosión únicamente en el primer caso. Ambos casos quizás contribuyan a la