Las ondas de televisión por el espacio

Tanto las ondas de la radio, como las de la televisión o el móvil, hasta la luz “visible”, que podemos ver con los ojos, o los rayos X, son exactamente el mismo fenómeno físico: todas ellas son lo que se denominan ondas electromagnéticas.

Sin embargo, a pesar que son “la misma cosa”, queda patente que cada una interacciona de una forma u otra con la materia, ya que por ejemplo las ondas de radio no las vemos, mientras que los rayos X consiguen atravesar nuestra piel… y ninguno de ambos fenómenos ocurren con la luz visible.

Esto radica en que aunque todas ellas son radiaciones que pertenecen al espectro electromagnético, cada una tiene una frecuencia (o longitud de onda) diferente, lo que hace que cada onda lleve una energía diferente (proporcional a su frecuencia).
Así, las ondas de radio, que tienen una frecuencia muy inferior (de unos 10KHz), tienen una energía mucho menor que las ondas de luz visible (con una frecuencia de unos 10¹⁵Hz), y estas son, a su vez, mucho menos energéticas que los rayos X, por ejemplo.
Esta es la principal razón por la que si inciden sobre nosotros ondas de radio ni nos enteramos, pero si incide luz visible sí que lo notamos, así como con los ultravioleta, que ya nos ponen la piel tostadita, o los rayos X, con los que no podríamos tener una exposición prolongada ya que estos nos causarían daños en nuestro cuerpo.

A pesar de estas diferencias, por tener todas estas ondas la misma naturaleza, tienen varias cosas en común, en especial que pueden viajar sin ningún medio, es decir, que pueden propagarse por el vacío (por eso podemos ver la luz de las estrellas o comunicarnos con las sondas que enviamos a Marte), y que todas ellas viajan a la velocidad de la luz: 300.000 km/s.

Y debido a esta segunda propiedad, obtenemos que éstas necesitan su tiempo para llegar de un punto a otro, lo cual es relevante cuando estamos hablando de distancias muy grandes, ya que tienen una velocidad muy elevada y para distancias cortas ni se nota: por ejemplo una onda que mandásemos a la Luna tardaría poco más de 1 segundo en llegar a ella, pero este tiempo aumenta a unos 7 minutos para llegar al Sol ó 20 min para llegar a Marte, o varios años para las estrellas más cercanas.

Ahora, como hemos visto esto es extrapolable a las ondas de radio que emiten nuestras radios o televisores… por lo que si sabemos cuándo se emitió una transmisión en concreto, podemos “conocer” a qué estrellas (o distancia) está llegando actualmente.
Por supuesto, estamos olvidándonos que la potencia de dicha transmisión decaerá con la distancia… por lo que a partir de una distancia dada no se podrá escuchar por ser muy débil, pero de momento no nos interesa esto.

Así, comparando las distancias a varias estrellas importantes y tomando varias emisiones “interesantes”, podemos observar por dónde van éstas ya. Y esto mismo es lo que hicieron los chicos de Abstruse Goose en la imagen de más abajo, donde podemos contemplar cómo los habitantes cercanos a la estrella Aldebarán (si es que existiesen), estarían contemplando “en directo” las imagenes de la 2ª Guerra Mundial, o los de Zeta Reticuli habrían quedado maravillados hace poco con las imágenes del Apollo 11 llegando a la Luna.

Por supuesto, las emisiones más recientes no se han alejado mucho de la Tierra ya que todavía no han tenido tiempo de viajar más, pero con los años irán alejándose como sus predecesoras.

Para terminar, cabe destacar que este es uno de los puntos que argumentan los del proyecto SETI de búsqueda de vida inteligente extraterrestre: si existiese una civilización medianamente avanzada (similar a la nuestra actualmente), ésta emitiría señales al espacio al igual que lo estamos haciendo nosotros, las cuales si fueran lo suficientemente potentes (o si estamos cerca de ellos), se podrían detectar. Aunque por el momento no han tenido el más mínimo éxito…

Más información:

Primera imagen y más información sobre el espectro electromagnético en Wikipedia.

Visto en Microsiervos.

Aristarco de Samos, otro gran genio

Aristarco (310 a. C. – 230 a. C) nacido en Samos, Grecia, fue uno de los grandes astrónomos griegos del cual se perdió la mayor parte de su trabajo, seguramente en el incendio de la Biblioteca de Alejandría, con lo que no se guarda mucho más que cartas o menciones que hacían de él otros contemporáneos.

Pese a esto, se conoce que pudo ser uno de los más grandes genios que han podido existir, ya que con unas pocas medidas pudo obtener un gran conocimiento sobre el Sistema Solar (publicado en su obra “Sobre los tamaños y distancias del Sol y de la Luna“), hasta llevarle finalmente a la conclusión de que la Tierra no debía de estar en el centro, sino que debíamos de girar nosotros en torno al Sol, y no al revés (publicación que se perdió pero quedaron las cartas de sus contemporáneos donde se le criticaba por dichas ideas), lo que le llevó a obtener un gran número de críticas en su época y que sus ideas no se tuvieran en cuenta, hasta que finalmente, casi 2000 años después, Copérnico publicó el modelo heliocéntrico.

A continuación, daremos un repaso sobre cómo encadenó sus ideas y mediciones para llegar a los resultados a los que llegó. Eso sí, algunos de los procedimientos no se ciñen exactamente a cómo los realizó él, aunque siguen los mismos fundamentos para llegar a las mismas conclusiones.

Comenzando a medir

Comencemos por una de las pocas medidas que tuvo que realizar Aristarco.
Valiéndose de anteriores estudios, Aristarco apoyaba la idea de que cuando la Luna está en cuarto (ya sea creciente o menguante), la Tierra y el Sol forman un ángulo de 90º entre sí, vistos desde la Luna (esta es la causa de que veamos el terminador, i.e. la línea de separación entre la zona iluminada y no iluminada de la Luna, como una línea recta aunque ésta sea una esfera).

Con esto, y midiendo el ángulo que forman la Luna y el Sol vistos desde aquí (β en el dibujo de la izquierda), se podría obtener la relación entre las distancias Tierra-Luna y Tierra-Sol. Este ángulo le dio un valor de ~ 87º a las mediciones que efectuó Aristarco, lo que provocaba que la relación de las distancias fuera de ~20 (es decir, el Sol estaba unas 20 veces más lejos que la Luna).
Y puesto que ambos astros se ven desde la Tierra con el mismo tamaño aparente (si observamos el tamaño del Sol, es el mismo que el de la Luna al mirarlos desde aquí, de medio grado), significaría que el sol era 20 veces más grande que la Luna.

Lamentablemente, Aristarco cometió un gran error en la determinación de dicho ángulo, lo cual le llevó a ese resultado, cuando realmente el Sol está aproximadamente a unas 400 veces la distancia a la Luna, aunque eso no empaña su gran trabajo.

La clave: los eclipses de Luna

Al observar los eclipses lunares, esos donde la Tierra se interpone entre la Luna y el Sol y que acaban con nuestro satélite de un color rojizo, se observa cómo en la sombra rojiza que proyecta la Tierra sobre la Luna se distingue perfectamente el borde, redondo, con un diámetro bastante mayor que el de la Luna, el cual es básicamente el borde de la Tierra.

Cronometrando el tiempo que tardaba la Luna en entrar (o salir) de la sombra de la Tierra (es decir, desde que la sombra comenzaba a ocultar la Luna hasta que la tapaba completamente) y lo que duraba la fase de eclipse total (el tiempo que la Luna estaba oculta totalmente), se dio cuenta que el eclipse total duraba el doble que la “inmersión” de la Luna en la sombra (esto último duraba en torno a 1 hora), lo cual quería decir que el tamaño de la sombra tenía el doble del diámetro de la Luna.

A su vez, dado que la Luna avanzaba en una hora lo equivalente a un diámetro lunar, y dado que se conocía que la Luna tarda unos 29 días en recorrer toda la bóveda celeste (el tiempo que pasa entre dos lunas llenas, por ejemplo), quería decir que el camino que recorría era de unos 700 diámetros lunares.

Y esto, nos llevaba a que (por la famosa ecuación de que la longitud de una circunferencia de radio R es igual a 2*π*R) el radio de la órbita lunar (su distancia a nosotros vamos) era de algo más de unas 200 veces su diámetro.

Como se puede apreciar ya, Aristarco basó todo su procedimiento en ir encontrando relaciones entre las diferentes magnitudes (distancias y diámetros), lo que finalmente le llevó (utilizando triángulos semejantes para describir el sistema Luna-Tierra-Sol en el eclipse lunar) a poder determinar que el radio lunar era aproximadamente un tercio del radio de la Tierra (dato que cuenta con una más que razonable precisión).

Y esto, por las relaciones anteriores, implicaba que la Luna estaba a unos 20 radios terrestres (realmente está a unos 60), que el Sol se encontraba a unos 400 radios terrestres, y que el radio solar era unas 7 veces el terrestre (realmente es unas 100).
El gran error cometido en algunos de los datos se debe principalmente a la primera medida del ángulo que formaba la Luna con el Sol durante el cuarto, el cual tenía una gran complejidad de medida.

Conclusiones

Y una vez llegados hasta aquí, ¿¡qué!?. Esto es lo que uno suele preguntarse al obtener resultados…
Afortunadamente, Aristarco no se quedó en solo esto sino que comenzó a razonar sobre dichos valores.

Acababa de obtener que el tamaño del Sol era bastante mayor que el de la Tierra y que el de la Luna. A su vez, ésta era más pequeña que la Tierra, aunque estaba mucho más cerca (por eso la vemos con el mismo tamaño aparente que el Sol).
Lo de la Luna tenía lógica, ya que como se pensaba, ésta estaba dando vueltas en torno a nosotros… pero no sucedía así con el Sol, ya que en este caso (según se creía en la época) el Sol estaba girando en torno nuestro a pesar de tener un tamaño mayor.
Claro que esto no encajaba muy bien dentro de la cabeza de Aristarco, por lo que dedujo que era más probable que el “cuerpo grande” fuese el que estaba quieto y el pequeño el que girase en torno a él, por lo tanto debería ser la Tierra la que girase en torno al Sol y no al revés.

Estas fueron las primeras ideas que sugerían que el modelo geocéntrico era erróneo… pero no fueron escuchadas en su momento (además de perderse en su mayoría), y se tuvo que esperar hasta 2000 años después para que otro hombre sacase a la luz ideas similares…

Más información:

• En Wikipedia.
• Artículo sobre cómo midió Aristarco la Luna y el Sol.

El baile de Jano y Epimeteo

Cada objeto del Sistema Solar (ya sea planeta, asteroide, satélite… ) parece tener una órbita fija en torno al Sol por la que pasa una y otra vez, tardando exactamente un año (terrestre, lunar, etc) en recorrer dicho camino (así es como se define el “año”).
Esto, sin embargo, sabemos que no se cumple con mucha frecuencia para los cometas más exteriores del Sistema Solar, my propensos a que perturbaciones ajenas perturben de repente su órbita haciendo adentrarse al interior del Sistema Solar, momento en el cual, con un poco de suerte, pueden pasar cerca del Sol y de la Tierra haciéndose visibles para nosotros, en un momento único o casi único debido a que éstos comentas retornarán hacia la Tierra al cabo de muchos años, o incluso nunca (si la perturbación inicial fue lo suficientemente fuerte).

Por otro lado, también conocemos que las órbitas de los planetas no son totalmente estables, sino que a largo plazo (después de muchos miles de años) son caóticas, sufriendo grandes cambios que hacen que dichos planetas acaben en posiciones totalmente diferentes a las iniciales.

En los anillos de Saturno

Un lugar donde se dan fenómenos curiosos es en torno a Saturno, donde conviven multitud de satélites, en su mayor parte de unos pocos kilómetros de diámetro, junto con las innumerables partículas de polvo e hielo que conforman sus anillos.
Aquí, donde hay satélites en órbitas que están dentro de los propios anillos, se produce un pastoreo en el que la gravedad de dichos satélites va agrupando las partículas de los anillos en algunas órbitas y va dejando “limpias de polvo” otras.
Este es una de las causas por las que la estructura de los anillos de Saturno no es uniforme sino que presenta bandas con acumulación de polvo y otras que están prácticamente vacías de cualquier partícula.
Este hecho es lo que se puede ver en la imagen de la izquierda, donde la luna Prometeo va atrayendo parte del material del anillo F (los anillos de Saturno se clasifican por bandas, donde las mayores reciben el nombre de anillo A, B, C,… desde las más internas a las más externas, siendo F de las últimas y de las más débiles).

Con el paso del tiempo, el efecto de Prometeo y de otros satélites semejantes que hay en esa zona ha hecho que dicho anillo esté “comprimido” en esa línea, estando la región inmediatamente interior (donde está Prometeo) sin ningún resto de hielo o polvo.

Un caso más curioso aún: Jano y Epimeteo

Por si fuera poco el “juego” que hay entre los satélites y los anillos de Saturno, hay una relación aún más curiosa entre dos satélites de dicho planeta: Jano y Epimeteo.
Estos dos satélites tienen casi la misma órbita, ya que éstas solo están separadas unos 50 km, lo que hace que cada vez que pasan cerca el uno del otro, sufran grandes perturbaciones.
Y esas perturbaciones se traducen en el único caso conocido donde ambos satélites intercambian sus órbitas, fenómeno que se produce una vez cada cuatro años.

Veamos por qué se produce esto:
Cuando los dos satélites se van acercando (el que se acerca siempre es el más interior ya que éste va más rápido por estar más cerca del planeta), la gravedad con la que se atraen ambos empieza a ser relevante (recordemos que se acercan hasta solo 50 km), produciendo que cada uno tire del otro hacía sí mismo.
Esto provoca que el que va por detrás (y más interno) sufra una aceleración hacia adelante, que es donde está el otro satélite, lo que provoca que aumente su velocidad y al ganar energía se aleje algo más del planeta.
Mientras tanto, el otro satélite sufre exactamente el fenómeno opuesto: sufre una fuerza hacia atrás, lo que le va frenando haciendo que pierda energía y vaya cayendo hacia el planeta.

Una vez que ambos satélites se han sobrepasado, quedan exactamente en las mismas órbitas, pero intercambiadas: el que iba por dentro está ahora en la órbita externa, y al revés. Pero sólo hasta el próximo encuentro…

Por supuesto, la rareza de éstas órbitas induce a pensar que se trata de un sistema relativamente joven, ya que de otra forma es posible que ya se hubiera desestabilizado haciendo que o bien cayesen hacia Saturno o se perdiesen por el espacio (o acabando en otras órbitas más alejadas).
Además, esta proximidad de ambos satélites hace pensar que se deba a que en sus orígenes hubiera sido un único satélite (o asteroide), pero que por alguna razón se fragmentó (bien por una colisión o por fuerzas de marea), produciendo finalmente al menos dos fragmentos grandes que hay los vemos como dos satélites distintos pero próximos.

Por último, un esquema del intercambio de ambas órbitas, realizado por la Universidad de Oregon.

Más información:

Las imágenes utilizadas, tomadas por la sonda Cassini (NASA).

Artículo en La ciencia de la Mula Francis.

Fotones y la invarianza de Lorentz

En los últimos días ha aparecido un nuevo artículo que ha causado una gran atención y revuelo por parte de la física teórica, ya que se ha dado un paso más en la comprobación de la constancia de la velocidad de la luz (unos 300.000 km/s) para todas las frecuencias (colores), lo cual puede ser un resultado que refuta varias de las teorías candidatas a unificar la física actual (la Relatividad General con la Cuántica básicamente).

El descubrimiento

Este artículo se basa en una observación reciente de un GRB (estallido de rayos gamma, o Gamma Ray Burst por sus siglas en inglés), los cuales son las explosiones más potentes que se conocen en el Universo, y que además duran un tiempo increíblemente corto: desde unos pocos milisegundos hasta unas pocas horas (según sean GRB de corta duración, menor a dos segundos, o de larga).
Que se libere esa enorme energía en tan poco tiempo significa que estos procesos que ocurren son extremadamente violentos, aunque por desgracia, todavía no se sabe muy bien qué los causa o qué son, aunque se cree que algunos son debidos a algún tipo especial de supernovas (debidas a estrellas extremadamente masivas) o colisiones entre estrellas con gran masa (entre dos estrellas de neutrones, por ejemplo).

Una de las cualidades de que sean tan energéticos es que emiten fotones (luz) de todas las frecuencias, desde luz visible hasta rayos gamma muy energéticos. Y aquí es donde vino este estallido en concreto, observado el 10 de mayo pasado con el Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi, donde se detectó el fotón más energético detectado hasta ahora, con una energía de 31 GeV (un fotón de luz visible tiene sobre 10 MeV, o 0.01 GeV, unas 3.000 veces menos energía).

Además de detectar dicho fotón con esa energía, éste llegó durante el primer segundo de la explosión (al mismo tiempo que otros fotones de energías más normales), que es el otro hecho que ha contribuido a que tenga tanta relevancia.

Las consecuencias

Una vez conocido lo que se ha medido, vienen las consecuencias de esto. Por una parte, con la física establecida de la Relatividad General tenemos la predicción de que todos los fotones (luz) viajan a la misma velocidad, esta es, la velocidad de la luz: 300.000 km/s (a esto se conoce como el invariante Lorentz).
Esta predicción permanece en la Teoría de Cuerdas (aunque algunas desviaciones de ésta predicen otras cosas también), pero en la Teoría Cuántica de Bucles, la otra gran teoría que está intentando unificar la Relatividad y la Cuántica, y otras teorías de gravedad cuántica, no predicen esto, sino que advierte de pequeñas desviaciones para fotones de gran energía, esto es, no todos los fotones viajarían a esa misma velocidad, y esto sería detectable para fotones de tan alta energía.

A pesar de que se predice esta desviación, no se sabe la forma de esta dependencia, por lo que podría ser lineal, cuadrática o de otra forma, pero con esta observación se rechaza que la dependencia sea lineal, ya que de ser así, y dada la lejanía de las fuentes de rayos gamma, estos fotones de tanta energía llegarían con horas o semanas de retraso.
Por supuesto, esto es un duro golpe contra la validez de las teorías de gravedad cuántica actuales, ya que este era uno de las predicciones principales que hacían y de los que se esperaba con mayor impaciencia.
A pesar de ello, todavía no sirve para descartarlas aún, ya que una dependencia cuadrática, por ejemplo, sería posible (este hecho es el no mencionado desde el lado de cuerdas).

De lo que si podemos estar seguros es que esto consiste en una prueba más de que las predicciones de la Teoría de la Relatividad son válidas, incluso a tan altas energías, ya que la velocidad a la que viajan dichos fotones y los de menos energía tiene que ser igual o mucho más cercana de lo que apuntaban algunas teorías (aunque nunca podemos estar seguros de que sea la misma, lo fundamental es ir poniendo límites a esta posible diferencia de velocidades).

Parece que la rivalidad entre ambas teorías seguirá por un tiempo al menos, como mostró de una forma acertada el capítulo de Big Bang Theory, usado precisamente este argumento para defender la cuántica de bucles (lo siento pero no encuentro un vídeo subtitulado):

Más información:

Artículo original, publicado en ArXiv.

Información suplementaria del artículo.

Buenas explicación en el blog de La ciencia de la Mula Francis (Francis thEmule science’s news)

Explicación en Back Reaction (blog en inglés de dos físicos teóricos)

Explicación en The Reference Frame (blog en inglés de un físico de cuerdas, un poco radical eso sí)

Estallidos de Rayos Gamma (GRB) en la Wikipedia inglesa.

Los telescopios y la atmósfera

Hasta hace pocos años, todo lo que podíamos ver del cielo era gracias a las imágenes que nos daban los telescopios ubicados en la Tierra.
Desde los primeros telescopios construidos desde la época de Galileo, donde los mayores defectos en la imagen eran causados por el propio aparato: imperfecciones y defectos en las lentes del mismo, hasta los últimos telescopios del siglo XX, con diámetros de hasta 10 m y con unas ópticas que podríamos decir casi perfectas, la atmósfera terrestre es el único elemento que siempre ha estado presente en todas estas observaciones.

Sin embargo, a medida que se fueron mejorando (y agrandando) los propios telescopios, fue haciéndose más patente que la atmósfera era para nosotros una gran limitación en la resolución (y calidad) que podíamos alcanzar con dichos telescopios, ya que ésta emborronaba todas las imágenes, impidiendo obtener la resolución que el telescopio puede alcanzar por sí mismo.

Esto quiere decir que aunque tengamos uno de los telescopios de 10 m, con el que en principio podríamos alcanzar resoluciones de hasta una centésima de segundo de arco (la Luna abarca en el cielo medio grado), nuestras imágenes sólo alcanzaran resoluciones de 1 segundo (suponiendo que estamos en sitios como Canaria, Arizona o Chile), lo cual aunque sigue siendo una gran resolución con la que podremos ver numerosos detalles, es muy inferior a la esperada.

El efecto de la atmósfera

La causa de esto es que la atmósfera es una capa (muchas) de aire (gas) que está en continuo movimiento, turbulento y diferente entre las diferentes capas. Por ello, aunque en principio el efecto parece ser mucho menor o inexistente, mirar las estrellas a través de ella es idéntico a ver un cangrejo a través del agua del río o mar: se ve todo borroso u ondulatorio.

Claro que el agua al ser un líquido, hace mucho más evidente el efecto que una capa de gas como la atmósfera, aunque esencialmente es el mismo.

Posibles soluciones

Así que habíamos llegado al punto de que aunque mejorásemos nuestros telescopios, no íbamos a conseguir ganar resolución (aunque sí luz, lo cual también es importante y es la razón por la que se seguía construyendo telescopios más grandes), y además, no podíamos hacer quitar la atmósfera para evitar dicho efecto, por lo que parecía una contribución a nuestras imágenes insalvable.

Sin embargo, en este punto han surgido, a día de hoy, dos soluciones que desde hace varios años nos están dando grandes resultados.

El primero fue claro: si desde aquí (la superficie de la Tierra) tenemos continuamente la atmósfera… subamos los telescopios hasta donde ésta ya no está presente: al espacio.
Los problemas que causaba esto estaban claros: subir un aparato de esos al espacio requería un gran dinero e incluso enormes dificultades técnicas, por el gran peso que tienen, además de tener que diseñar aparatos que aguantasen perfectamente en esas condiciones…

Pero se hizo, siendo quizá el más relevante el Telescopio Espacial Hubble, lanzado en 1990 y que a pesar de tener un espejo de “sólo” 2.4 m (no se podía lanzar nada más pesado), obtiene imágenes superiores a los grandes de 10 m de la Tierra, y aún hoy en día sigue operativo escudriñando el cielo.

Una vez visto el éxito de tener un telescopio ahí, se han sucedido los proyectos, teniendo ya varios telescopios en órbita que nos abarcan casi todo el espectro: desde el visible, hasta los rayos X o microondas (con los rayos X existe además la restricción de que éstos son absorbidos casi en su totalidad por la atmósfera, por lo que ya no es que lo viéramos borroso, directamente no los veríamos).

El otro método es, quizá, mucho más imaginativo conceptualmente: sigamos con telescopios en tierra, pero quitemos la atmósfera (por supuesto, no literalmente).
Esto se basa en que la atmósfera introduce una deformación en los rayos de luz que nos llegan de una estrella (por ejemplo), entonces, si monitorizamos estas deformaciones y hacemos que la luz que pasa por el telescopio se deforme exactamente de la misma forma, pero en sentido inverso, habremos contrarrestado estas deformaciones.

Conceptualmente es como las monturas que tienen los telescopios: si la estrella se va moviendo hacia el oeste, hagamos una montura que se vaya desplazando a la misma velocidad hacia el oeste, así obtendremos que la estrella siempre estará siendo apuntada por el telescopio.
Pues ahora apliquemos lo mismo pero con cada rayo de luz que nos viene de la estrella, claro que este movimiento sucede mucho más rápido y es caótico (no se puede predecir) ya que es debido a la turbulencia de la atmósfera.

Así que para aplicarlo se necesitan dos cosas: primero, “algo” que nos diga qué turbulencias está introduciendo la atmósfera en este mismo instante de tiempo y durante toda la observación. Para ello, los observatorios utilizan un láser apuntado al cielo, que visto desde abajo es como si hubiera una nueva estrella (el punto del láser). Grabando la imagen de dicho punto y observándola en el ordenador, se consigue ver cómo se deforma por la atmósfera (ya que conocemos como sale del propio láser).

La otra “cosa” es cómo modificar la imagen que pasa por el telescopio con estos datos. Y para ello se suele utilizar varios motores colocados en distintas partes del espejo del telescopio. Así, activándolos cuando sea oportuno se puede deformar dicho espejo, obteniendo que ya la imagen que se forma en la cámara está deformada… pero si se hace bien, sufrirá una deformación exactamente opuesta a la que sufrió primero por la atmósfera, por lo que al final vemos una estrella perfectamente puntual, sin ninguna deformación. Esta es la causa por la que esta técnica se llama óptica adaptativa, porque se va “adaptando” la óptica (espejos) de los telescopios a las condiciones que hay en ese mismo momento en la atmósfera.

Este es el método que ya se usa en los grandes telescopios actuales, y que les pone a la altura del Hubble por ejemplo (tampoco se llega a conseguir compensar dicho movimiento de una forma perfecta, pero sí la mayor parte y con una gran eficacia).

Por lo tanto, se ha podido pasar en pocos años (relativamente) de una limitación de 1 segundo de arco a resoluciones mucho mayores salvando un problema que hasta hace poco parecía insalvable: la atmósfera.

El espejo en la Luna (Apollo 11)

Después de hablar sobre la llegada del Apollo 11 a la Luna, toca describir uno de los instrumentos que dejaron en la Luna, el único que aún hoy está en funcionamiento, y del que siempre me ha intrigado su funcionamiento, aunque como resultó ser, se basa en algo muy simple.

A unos 30 metros del módulo de descenso del Apollo 11, se puede observar que hay un pequeño cacharro de aproximadamente medio metro de ancho: un panel que consta de 100 espejos que apunta a la Tierra.
Con esto, mandando un pulso láser con cualquier radiotelescopio terrestre, se puede calcular fácilmente la distancia de la Luna a nosotros con una gran precisión (del orden de centímetros).

Esto es posible midiendo el tiempo que tarda la onda en llegar a la Luna y volver, ya que como ésta viaja a una velocidad constante (la velocidad de la luz: 300.000 km/s), este tiempo nos dice automáticamente la distancia que ha recorrido, que será igual al doble de la distancia Tierra-Luna (ya que medimos la ida y la vuelta).

Ahora bien, para que todo esto funcione bien, se necesita que dicho espejo devuelva el rayo incidente exactamente por el mismo camino por el que ha llegado éste (así dicho rayo volverá a la Tierra).

Sin embargo, esto ya crea un problema a cualquiera que sepa un poco sobre cómo se refleja la luz (y básicamente cualquier objeto al chocar sobre una superficie dada), ya que si esta incide con un ángulo a sobre dicha superficie, saldrá con un ángulo a, pero siguiendo hacia delante (ver imagen de la derecha), lo que provocaría que dicho rayo no volvería a la Tierra sino que se perdería por el espacio.

Así que.. ¿cómo solucionar esto?

Una de las soluciones que podríamos pensar es en orientar perfectamente el espejo apuntando hacia la Tierra, lo cual provocaría que el rayo volviese exactamente por donde ha venido.
Sin embargo, esto no es posible ya que (olvidando que se ha colocado en la Luna, por astronautas con un gran traje que no les permite excesivos movimientos y no se podría conseguir alinear con esa precisión el panel) aunque la Luna siempre nos enseña la misma “cara”, esto es, siempre vemos la misma mitad de ésta.

Aunque esto es cierto, lo es hasta cierto punto, ya que si bien “aproximadamente” vemos siempre la misma parte de la Luna, como consecuencia de varios movimientos que tiene esta (además de la rotación sobre su eje y la traslación en torno a la Tierra, están las libraciones como consecuencia de la excentricidad de la órbita de la Luna, que son movimientos análogos a un “cabeceo” de la Luna), causa que no veamos solo el 50% de la superficie lunar, sino que a veces vemos un poco más de algún costado y otras veces de otro… llegando a poder ver desde la Tierra casi el 60% de la superficie lunar (por supuesto no simultáneamente).

Esto hace que aunque apuntemos nuestro espejo muy bien hacia la Tierra, en unos días ya no estará apuntando hacia nosotros sino que se habrá desviado (debido a este “cabeceo” que presenta la Luna).

Ahora bien, hay una forma bastante simple que se les ocurrió a los miembros de la NASA sobre cómo hacer un espejo que refleje el rayo en la misma dirección en que le ha recibido. Y esta forma es poner prismas cúbicos (aquí, en vez de hacer uno, se construyó una red de 100 “espejos” para aumentar el rayo que se refleja), o también conocidos por retroreflectores.

Estos prismas trabajan de una forma análoga a lo que vemos en la imagen de la izquierda, donde vemos que al llegar un rayo con una inclinación dada (da igual la que sea, siempre que se mantenga dentro de un rango válido como para que el rayo realice un par de reflexiones en los espejos), éste se refleja en los dos lados del prisma, para terminar saliendo de éste con la misma dirección que la que traía inicialmente.
Así, conseguimos que dicho rayo retorne fácilmente a la Tierra y podamos medir el tiempo que ha tardado en regresar.

Conclusiones

De las medidas obtenidas durante estos años, se han podido obtener comprobaciones de la Teoría de la Relatividad (cualquier experimento que se propone se le suele aplicar para verificar dicha teoría), la constancia de la Constante de la Gravitación Universal introducida por Newton, o ver que la Luna se aleja de la Tierra a un ritmo de algo menos de 4 cm por año, lo cual es consecuencia de las fuerzas de marea que se ejercen mutuamente la Luna y la Tierra.
También de estas medidas se ha podido deducir que la Luna probablemente tiene un núcleo líquido que ocupa hasta un 20% de su radio.

El único problema que se esperaba de dichos espejos es que fueran cubriéndose de polvo lunar o que pudieran ser impactados por meteoritos que les destruyese. Sin embargo, ninguno de estos efectos han hecho que los espejos existentes (tanto por la misión Apollo 11 como por las posteriores misiones que también dejaron otros espejos en otros puntos de la Luna) dejen de estar operativos, por lo que parece que todavía seguirán siéndonos útiles durante mucho tiempo.

Por último, decir que aunque el proceso de medida parece fácil, tiene bastante más complicación ya que del pulso enviado, que cuenta con un gran número de fotones, solo unos pocos consiguen regresar a la Tierra, ya que una parte son absorbidos por la atmósfera terrestre, y otros se pierden en otras reflexiones sobre la Luna.

Para más información:

AstroSeti.

Imagen de los retroreflectores y de los diferentes paneles que hay colocados en la Luna. (en inglés)

Imagen en más detalle del panel que colocó, en esta ocasión, el Apollo 15 en la Wikipedia.

Artículo publicado en NewScientist. (en inglés)

Artículo que expone el núcleo líquido de la Luna. (en inglés)

Impacto sobre Júpiter

Parece que se confirma lo que se venía rumoreando desde hace dos días, cuando el astrónomo aficionado Anthony Wesley obtuvo una imagen de Júpiter con su telescopio y observó cómo había aparecido una nueva mancha oscura sobre el planeta (visible cerca del polo superior del planeta en la imagen).

Para empezar, recordemos que Júpiter es un gigante gaseoso (lo de gigante porque es unas 300 veces la Tierra), con lo que no tiene una superficie sólida como lo tiene nuestro planeta o la Luna, sino que todo él es una bola de gas (a excepción quizá de su núcleo, que se piensa pueda estar en fase sólida debido a las altas presiones existentes).
Esto hace que al observarle, solo veamos las capas nubosas que recubren su superficie (con vientos de unos 500 km/h), en la cual predomina la Gran Mancha Roja, vista ya por Galileo que es una formación nubosa al estilo de un huracán que aún hoy continúa moviéndose por el planeta. Además de ésta, cabe añadir varias formaciones adicionales similares que suelen aparecer cada cierto tiempo y con vidas de meses incluso.

La sorpresa vino de la nueva “mancha oscura” que se observó, ya que estas suelen ser provocadas por la entrada en dicha atmósfera de algún cuerpo extraterrestre, como ya ocurrió en el pasado con el cometa Shoemaker-Levy (en 1994).
Al analizar dichas imágenes más las que han tomado otros observadores y observatorios, se ha podido deducir que ésto se debe efectivamente a la colisión de algún cuerpo, como puede ser un cometa o asteroide.

Esto es relativamente frecuente (en términos astronómicos) observarlo en planetas grandes como es Júpiter, ya que debido a su gran gravedad, atraen a multitud de cuerpos que al pasar cerca de él, suelen ser desintegrados por las grandes fuerzas de marea a la que se ve sometido.

Análogo al caso del cometa Shoemaker-Levy en 1994

En 1994 se produjo un fenómeno parecido a éste, solo que por aquel entonces era la primera vez que observábamos este tipo de fenómenos (principalmente porque ya estábamos en una época donde teníamos medios para observarlos). En este caso, dicho cometa, descubierto por la astrónoma Shoemaker y por Levy, pasó bastante cerca de Júpiter en su camino alrededor del Sol, lo que provocó que no pudiera soportar las intensas fuerzas de marea de dicho planeta y se fracturó en múltiples fragmentos (del orden de 20 principales).

Después de esto, dichos fragmentos fueron cayendo paulatinamente sobre el planeta, en un fenómeno que tenía a varios observatorios, incluido el Hubble, observando dicho planeta, ya que se esperaba con entusiasmo el primer impacto observado de un cuerpo del Sistema Solar sobre un planeta como Júpiter.

Al caer sobre el planeta, se observó cómo se formaban unas nubes negras que iban expandiéndose (eran el resultante de la onda de expansión provocada por la entrada de los fragmentos del cometa sobre la atmósfera joviana), y que, después de varias semanas, fueron desapareciendo.

Atención a la prensa

Como suele ser habitual en este tipo de noticias y como consecuencia de tener en los medios un sector científico (cuando le hay) en donde solo habitan periodistas que prácticamente nunca tienen el mínimo de cultura general científica, se puede encontrar noticias como esta de El Mundo donde anuncian que el cuerpo ha dejado un cráter sobre Júpiter mayor que el tamaño de la Tierra, lo cual es totalmente imposible ya que como hemos visto, Júpiter no tiene superficie sólida, y por tanto, cualquier cuerpo que “choque” contra dicho planeta, irá adentrándose cada vez más en la capa de nubes hasta que por fin sea totalmente destruido; o esta de 20 Minutos , donde aseguran que el objeto (cometa a asteroide como recalcan después) era mayor que la Tierra, lo cual lo convertiría, para empezar, en un planeta más que en un asteroide o cometa, y a continuación, en el 9º planeta del Sistema Solar (o difunto 9º planeta) que nunca se habría observado a pesar de su tamaño (no he tenido en cuenta a Plutón al decir lo de 9º planeta, que conste).
De ser un planeta el que habría colisionado, (además de estar preparados todos los astrónomos de la Tierra con sus telescopios observando tal acontecimiento, ya que dicho planeta se conocería desde hace mucho tiempo) las consecuencias sobre la atmósfera de joviana hubieran sido bastante más notorias.

Noticia vista en Eureka.

Más información sobre la confirmación de este impacto en Universe Today (en inglés).

Gran información sobre el impacto del cometa Shoemaker-Levy en el JPL (NASA) (en inglés).

Nuevas pistas sobre el incidente Tunguska

Hace tiempo hablamos sobre el fenómeno que sucedió en Tunguska en 1908, en el que un meteorito de gran tamaño cayó en dicha región siberiana, causando unos fenómenos que fueron observables desde gran parte de Europa.

Hasta ahora, no se había conseguido afirmar si el cuerpo que impactó era un fragmento de asteroide o de un cometa, debido a la ausencia de rocas del meteorito en el lugar del impacto.
Sin embargo, estos días ha aparecido una investigación en la que se encuentran factores que sugieren que fue un cometa (un objet de hielo básicamente) el que causó tal impacto.

Datos conocidos del impacto

De los datos que tenemos sobre los días posteriores al impacto, conocemos que por toda Europa (hasta Londres incluso) se tuvo noches perfectamente iluminadas.
Además de que el objeto probablemente no impactó en tierra, sino que se destruyó (al menos su mayor parte) mientras todavía estaba en el aire, conclusiones obtenidas a partir de la ausencia de un gran cráter en la zona.

Las extrañas nubes

Recientemente, se ha empezado a comprender ciertas nubes que se forman de vez en cuando: las nubes noctilucentes.
Este tipo de nubes son bastante brillantes, aunque únicamente visibles por la noche, localizándose a una gran altitud (de unos 90 km) sobre las zonas polares en los meses de verano.

Ahora viene lo inesperado: recientemente se ha visto que los lanzamientos de los transbordadores espaciales aumentan (o provocan) la formación de estas nubes al poco tiempo de estos lanzamientos.

¿Por qué?

Bien, durante estos lanzamientos vemos toda la columna de “humo” que desprenden dichos lanzamientos, la cual en un 97% es agua fundamentalmente (que puede alcanzar unas 200 toneladas), la cual se ha conseguido observar que en una apreciable cantidad termina llegando a las regiones polares con el paso de los días.

Estas partículas (hielo de agua, ya que a esas alturas están congeladas) son las que forman este tipo de nubes, y estos cristales de hielo son los responsables de que tengan ese brillo llamativo.

La asociación entre estos lanzamientos y la formación de nubes se han encontrado, por ejemplo, poco después del lanzamiento del Endeavour el 8 de agosto del 2007 o después de la desintegración del Columbia en su reentrada a la Tierra.
Aunque también debidos a factores naturales como algunas grandes erupciones volcánicas.

La relación con Tunguska

Ahora bien, estas nubes parece que son las mismas que las que se encontraron después del impacto de Tunguska, causando esas noches iluminadas, así que para ver la relación entre las nubes y el fenómeno, nos hace falta una enorme cantidad de agua inyectado a la atmósfera.
Lo cual encaja bastante bien con la hipótesis de que fue un cometa el que impactó, y al desintegrarse a una gran altura, inyectó esa cantidad de vapor de agua a la atmósfera, formando nuestras nubes.

Incógnitas todavía por resolver

El principal fallo que tiene dicha hipótesis es que todavía queda por explicar cómo dicho vapor de agua consiguió viajar tanta distancia hasta formar nubes incluso en Londres.

Esto, podría explicarse si se crearon enormes remolinos que atrapaban el vapor de agua, acelerándole a velocidades de hasta 90 m/s. Sin embargo, nuestro conocimiento de dicha región de la atmósfera (la mesosfera) es bastante pobre, por lo que habrá que realizar más estudios para comprobar si la generación de estos remolinos como consecuencia del impacto pudo ocurrir.

Aun así, un nuevo paso hacia la comprensión de qué objeto (si un asteroide o cometa) fue el que impactó en esa aislada región siberiana. Aunque siempre habrá gente que recurra a rayos de la muerte u otras civilizaciones para explicarlo…

Visto en:

Ciencia Kanija.

Discover.

El rayo verde y el cielo azul

Con este nombre (El rayo verde), que recuerda al de la novela de Jules Verne, hablamos sobre un efecto óptico que se puede ver en el Sol al atardecer (y al amanecer), y en el que se basa el argumento de la novela.

Por un lado, todos los días observamos que el cielo tiene un color azulado (algunas personas detallarán con una mayor precisión qué tono es… pero con esto nos vale), lo cual a veces puede entrar en confusión con el hecho de que el Sol luce con un color amarillento.. lo que (podemos pensar) provocaría que el cielo fuese amarillento también.
A esto se podría achacar la idea de que será debido al nitrógeno de la atmósfera (recordemos que ésta está compuesta por un 70% de dicho gas), pero esta no es la razón básica de este efecto.

ACTUALIZADO: Como bien apuntan en los comentarios, este efecto se debe principalmente a la dispersión que sufren las distintas longitudes de onda al “chocar” con los átomos de la atmósfera, conocido como dispersión de Rayleigh, la cual tiene la propiedad de que dispersa mucho más las longitudes de onda cortas (azules) que las largas (rojas). Así, un rayo de color azul será más dispersado que uno de color rojo después de atravesar una masa de aire.

Este fenómeno se puede entender de una forma simple viendo que los fotones al incidir sobre los diferentes átomos, interactúan con las nubes de electrones de éstos, lo que hace que cedan parte de su energía a dichos electrones, lo que hace que éstos se pongan a vibrar.

Sin embargo, éstos pronto vuelven al equilibrio, emitiendo de nuevo dicha energía mediante otro fotón.
Esta interacción se produce con mayor frecuencia con longitudes de onda cortas (azules), lo que hace que sean éstas las que se dispersan más, ya que los rayos que no interactúan con dichos átomos seguirán su camino inicial.

FIN ACTUALIZACIÓN

¿Y en qué se traduce esto?

Bueno, el Sol emite en todas las longitudes de onda visibles: desde el rojo al azul, aunque donde más emite es en el verde-amarillo. Así que esto provoca que los rayos azules emitidos por él se dispersen más que los rojos.

Por lo tanto, estos últimos los seguiremos viendo venir desde donde está el Sol (pues no varían mucho su trayectoria), pero los rayos azules se dispersan por toda la atmósfera… así que son éstos los que predominan cuando miramos en otras direcciones: esa es la principal causa de que veamos el cielo azul.

¿Y el rayo verde?

Una vez relatado lo anterior, vamos a otro momento especial: las puestas de Sol (también extendible a las salidas). Aquí, el Sol está en el horizonte, luego es el momento en que su luz debe atravesar una capa mayor de aire.

Y por lo que hemos visto, los colores azules se dispersan más que los rojos. Si mezclamos estas dos cosas, ya podemos comprender por qué solemos verle de un colo más rojo que cuando está a mayor altura: su luz se dispersa más.. luego ya solamente quedan los colores más rojos en el disco.

Además, justo en el momento en el que se oculta por el horizonte (aquí es indispensable tener un horizonte marino o totalmente llano), podemos ver (con mucha suerte) durante un instante un rayo de color verde.

Esto se debe a lo anterior también: los rayos rojos se dispersan menos, luego cuando éstos se ocultan por el horizonte, aún hay rayos verdes, que se han dispersado más, y por tanto que todavía no se han ocultado. Y en ausencia de los rojos, éstos se hacen visibles.

También hay posibilidad de ver algún rayo azul, pero este es aún más débil que el verde, por lo que prácticamente nunca es posible verle.

Referencias:

Rayo verde y azul en Wikipedia.

Rayo verde en la Imagen Astronómica del Día (APOD, 10 de noviembre de 2002) realizada por Pekka Parviainen.

Más información sobre el rayo verde.

Io y sus volcanes

Hoy hablaré sobre uno de los satélites (lunas) de Júpiter: Io, el cual es un de los cuatro grandes satélites que tiene dicho planeta (los otros son Europa, Ganímedes y Calisto) y que pueden ser vistos hasta con prismáticos. De ahí su descubierto realizado por Galileo al poco tiempo de comenzar a usar su anteojo, lo que les otorgó el nombre de satélites galileanos.

Carta de presentación

Esta luna es la cuarta más grande de todo el Sistema Solar, con un radio ligeramente mayor que el de la Luna, lo que lo hace un satélite digno a tener en cuenta.

A su vez, Io orbita en torno a Júpiter (al igual que la Luna lo hace en torno a la Tierra), a una distancia algo mayor que la Luna, convirtiéndole en el satélite más próximo al planeta de entre los cuatro grandes (los 4 satélites galileanos).

Sus volcanes

Sin embargo, a pesar de lo que podríamos imaginarnos, Io no se le parece en absoluto a la Luna. Dado que está orbitando a un planeta gigante como es Júpiter, las fuerzas de marea que sufre Io son mucho mayores de las que sufre la Luna debidas a la Tierra (al igual que sufre la Tierra debidos a la Luna, que podemos apreciar en la subida y bajada de las mareas).

Esto causa que el interior del satélite no se haya enfriado y “muerto” como el de la Luna, sino que permanece a gran temperatura, provocando que Io sea uno de los cuerpos donde hay una mayor actividad volcánica, más incluso que en la Tierra.

Así, Io tiene una superficie totalmente cubierta por volcanes (activos) que van emergiendo dinámicamente, provocando que la superficie del satélite cambie enormemente en un breve espacio de tiempo.

Dado que Io no deja de ser un cuerpo pequeño, tiene una gravedad bastante baja, lo que facilita que los volcanes crezcan fácilmente y que el material lanzado por estos pueda ascender hasta unas alturas de 300 km, lo que los hace visibles desde la Tierra con grandes telescopios, causando que a lo largo de su órbita en torno a Júpiter, Io vaya dejando un rastro de polvo, obteniendo un “toro” alrededor del planeta con material emitido por dicho satélite.

Por si fuera como, estos volcanes llegan a tener unas temperaturas de hasta 1800 K (mucho mayor a lo que nos encontramos en los volcanes terrestres), algo de lo que todavía no se está muy seguro de qué lo causa.

Para más información:

AstroSeti

SolarViews

Imágenes tomadas por la sonda New Horizons de la NASA.

90 Aniversario de la comprobación de la Relatividad General

Tal día como hoy, hace 90 años, se realizó la primera comprobación de la Teoría de la Relatividad General, enunciada por Albert Einstein en 1915.

La Teoría General de la Relatividad (TGR)

10 años después de que el joven desconocido A. Einstein publicase tres artículos que revolucionaron buena parte de la física (entre los que se encontraba la base de la Teoría de la Relatividad Especial), este físico publicó su quizá más importante trabajo.

Aquí, consiguió (después de muchos años y mucho trabajo) extender las ideas de la Relatividad Especial, principalmente:

• El principio de equivalencia, que describe cómo una aceleración y la gravedad son equivalentes (es decir, los efectos que causa uno u otro son análogos, por lo que se puede usar uno u otro para describir un mismo suceso).
• Curvatura del espacio-tiempo, uno de los mayores saltos (a mi entender) frente a la descripción Newtoniana de la gravedad, es que se pasa de entenderla como una fuerza más, a entenderla como el efecto que causa la curvatura del espacio-tiempo sobre el que nos encontramos. Es decir, en vez de entenderla como una fuerza que crea la masa de los objetos (recordemos que el concepto de fuerza a distancia no es para nada intuitivo), se interpreta como un resultado de la geometría del espacio-tiempo.
  Esto se entiende fácilmente imaginando que el espacio-tiempo es una cama elástica, y los planetas son bolas que circulan por esta… que se van moviendo según dónde la cama tenga hoyos y esquivando los montículos.

Las dos predicciones básicas (inicialmente)

Como toda teoría física, ésta, además de describir lo que hemos observado hasta ahora, debe de realizar predicciones comprobables, de forma que se pueda determinar si es plausible que la realidad se comporte así o no.

En este punto, la TRG traía rápidamente dos predicciones no hechas hasta ahora:

• La precesión del perihelio de Mercurio, algo que había sido observado desde hace muchos siglos, y que la ley de la Gravitación Universal de Newton no conseguía explicar: el por qué el perihelio de Mercurio (su distancia más corta al Sol) al cabo de los años iba moviéndose (desviándose) varios segundos de arco.
  La explicación de por qué la TRG lo explicaba se puede entender sabiendo que la gravitación de Newton es una aproximación de la TRG cuando la gravedad con que se trabaja es pequeña (por este hecho todavía se sigue utilizando para movimientos interplanetarios). Pero dado que Mercurio está muy cerca del Sol, aquí la gravitación comenzaba a diverger respecto de lo que se observa, debido a que predice una fuerza de la gravedad menor de lo que realmente es.
• Curvatura de la luz por la gravedad. Esta es la predicción básica con la que se comprobó dicha teoría.
  La TRG predice que la luz, al pasar cerca de un campo gravitatorio grande (por ejemplo cerca de una estrella), su trayectoria se curvará, al igual que sucede con un cuerpo que pasa cerca.
  Si bien esto también se consiguió explicar con la gravitación de Newton, los ángulo de desviación que se obtenían aquí eran la mitad de los que predecía la RTG.

Comprobación

Así que una vez conocido un fenómeno que es predicho, solo queda observarle.
Para ello, se debía comparar la posición de un objeto (una estrella) cuando la vemos sin ningún objeto masivo entre ella y nosotros, y cuando está cerca de uno.
Esto que en principio no parece muy complicado, solo se podría obtener observando una estrella (que podemos ver su posición una noche cualquiera) cuando iba a ser eclipsada por el Sol, un objeto con suficiente gravedad como para producir una desviación de la luz de la estrella apreciable.

Claro que la luz del Sol oculta la de la estrella… por lo que solo se podría medir en un momento concreto: cuando éste es eclipsado por la Luna (en un eclipse de Sol). Así que se buscó uno propicio, en el cual hubiese una estrella lo suficientemente brillante cercana al borde del Sol para poder verla durante el eclipse.

Para esto, se tuvo que esperar hasta el año 1919, en donde se envió dos expediciones inglesas para observar el eclipse total del 29 de mayo. Una de ellas fue hasta la Isla de Príncipe (Golfo de Guinea), dirigida por Sir Eddintong (que estuviera este gran físico ya nos dice lo importante que era esta medición); y otra que se instaló en Brasil, dirigida por Crommelin.

Como siempre en cualquier fenómeno astronómico, las nubes hicieron acto de presencia y dificultaron la toma de datos, impidiendo prácticamente que una de las expediciones pudiera tomar imágenes razonables, aunque la otra consiguió aprovechar varios claros, y medir un ángulo de desviación de acuerdo con lo predicho.
Para la estrella en cuestión, dada su distancia angular al Sol en el momento del eclipse, se predecía una desviación de 1.745″, mientras que las dos expediciones midieron ángulos de aproximadamente 1.6 y 1.9″.

Aunque pueda parecer que son diferentes, dados los errores en dichas medidas, el ángulo predicho era coherente con éstas (durante todo el siglo hubo medidas cada vez más precisas obviamente).

Así que con esto comenzó una nueva interpretación del Universo a sus escalas grandes, lo cual ha traído muchos nuevos descubrimientos y avances, y, por supuesto, muchas más preguntas.

NOTA: En la última imagen tenéis el negativo de una de las imágenes que sacó una de las expediciones originales, donde se ve el Sol eclipsado, su corona (visible durante el eclipse) y las estrellas marcadas que fueron tomadas para medir posiciones.

Enlaces relacionados:

Astrocosmos (confirmación de la TRG).

Wikipedia.

Caída a un agujero negro II

Ahora retomemos de nuevo la caída de nuestro astronauta hacia el agujero negro, pero desde el punto de vista de la nave que se quedó afuera, observando el acontecimiento.

Para ello, ahora obligamos al astronauta que durante su descenso nos vaya informando de dónde está por medio de una luz: cada 10 segundo nos debe lanzar un rayo de luz azul hacia la nave (aunque parezca un capricho, luego veremos el por qué de este color). Así sabremos dónde se encuentra y que sigue vivo.

Con esta misión, el astronauta comienza a alejarse de nosotros e ir acercándose al agujero negro (después de despedirse ya que sabe que no volverá a vernos).
Al principio, cuando todavía está lejos de entrar al agujero negro, vemos cómo cada 10 segundos recibimos una luz azul brillante desde un punto del espacio. Señal de que todo va como lo esperado.

A medida que nuestro intrépido astronauta se va acercando al agujero, observamos una cosa curiosa:
las señales ya no llegan cada 10 segundos, sino que comienzan a llegar en intervalos ligeramente mayores: cada 11, 12,…. segundos. Además, ya no vemos una luz azul… sino que comienza a tener una coloración algo más verdosa.

El tiempo podría ser debido a que nuestro astronauta comienza a cansarse de informarnos… pero ¿ y la luz ?. Solo llevaba un láser azul… que no puede variar su color.

Cuanto más cerca del agujero se encuentra, más claros son estos dos efectos: el intervalo de tiempo entre cada señal se hace aún más grande, y la luz que vemos ya ha pasado de amarillo a ser de color rojo.

¿Qué está ocurriendo ?

Lo que observamos aquí son dos efectos puramente relativistas: todo cuerpo que se encuentre cerca de una zona con una alta gravedad, experimenta un paso del tiempo más lento (análogo a cuando se viaja a una velocidad próxima a la de la luz). Por ello, aunque para nuestro astronauta, él sigue mandando pulsos cada 10 segundos, nosotros desde la nave los vemos que suceden cada más tiempo.
Digamos que los relojes de la nave van más deprisa que el del astronauta.

Este hecho también se observa en otros sitios más comunes, como en la Tierra, donde también se ha podido observar que “el tiempo” transcurre de una forma más lenta en los satélites artificiales que en la superficie de la Tierra. Solamente que aquí, como la gravedad de ésta es mucho menor, el efecto es prácticamente despreciable, ya que solo se observa una variación inferior a millonésimas de segundo.

Por otro lado, el efecto que vemos sobre la luz es debido también a la gravedad del agujero negro, como ya se trató en su día en esta entrada: la luz debe vencer el campo gravitatorio del agujero negro para salir, por lo que debe perder energía (dicho con ideas sencillas). Y la luz la única forma que tiene de perder energía es haciendo mayor su longitud de onda (lo que nos da su color). Así, cada vez tendrá una longitud de onda mayor: de azul pasa a ser verde, de verde a amarillenta, luego a roja, y por último se irá metiendo en longitudes de onda que nuestros ojos ya no son capaces de ver: infrarrojo, microondas y por último radio.

Finalmente, cuando el astronauta estará a punto de atravesar el horizonte de sucesos del agujero negro (la región pasada la cual ni la luz puede escapar de éste), nos quedaremos esperando indefinidamente hasta el último pulso de luz.

Aunque el astronauta pensará que lo ha hecho en poco tiempo (pongamos, una hora), para nosotros habrá transcurrido un tiempo infinito. Es decir, nunca llegaremos a ver cómo el astronauta se introduce en el agujero negro, ya que cuanto más cerca se encuentra de éste, más lento observamos su movimiento (recordemos que su tiempo pasa cada vez más lentamente). Así, observaríamos cómo se va aproximando cada vez más lentamente hacia el horizonte de sucesos, pero sin llegar a atravesarle…

Caída a un agujero negro I

Después de bastante tiempo sin escribir, vuelvo a la carga con un tema entretenido: la descripción de qué veríamos si estuviéramos cayendo hacia un agujero negro.

Por supuesto, omito cómo hemos conseguido hacer llegar a nuestro astronauta hasta dicho objeto, ya que cualquiera de éstos están excesivamente lejos como para ni plantearse una cosa así (salvo que se convenza a alguien para pasarse varios millones de años a bordo de una nave).

Así que, supongamos que tenemos nuestra nave orbitando en torno a un agujero negro. Aquí cae el primer prejuicio que tenemos respecto a este tipo de objetos: salvo que estemos a una distancia muy cercana, la gravedad que generan es idéntica a la que genera una estrella (o cuerpo) que tenga su misma masa. Por lo que una nave puede orbitar en torno a él de igual forma que lo hace en torno a la Tierra.
Por ejemplo, si sustituyéramos al Sol por un agujero negro con la misma masa que el Sol, la Tierra no notaría absolutamente ninguna diferencia (obviando la falta de luz claro), por lo que nuestra órbita seguiría siendo la misma, sin sufrir ningún cambio.

Ahora, nuestro astronauta se monta en una sonda, dejando la nave principal que continúa orbitando al agujero negro, y comienza a descender hacia el agujero.
A medida que desciende, va lanzando señales luminosas (pongamos, de color azul) hacia la nave, con el fin de que puedan seguir su trayectoria.

Al comienzo de su descenso, no detecta ningún síntoma raro. Es análogo a cualquier descenso anterior que ha realizado hacia la Tierra cualquier astronauta.
Sin embargo, a medida que se va aproximando comienza a notar ciertas diferencias: la gravedad varía de una forma más rápida, lo que provoca que la gravedad que siente su cabeza sea ligeramente distinta a la que sienten sus pies (lo mismo ocurre aquí, en la Tierra, solo que la diferencia es demasiado pequeña como para notarlo), provocando que su cuerpo comience a “estirarse”.
Este efecto es más notable cuanto más cerca está del “agujero” y cuanto más pequeño sea éste, ya que para los supermasivos (como el que hay en el centro de las galaxias) el tamaño es mucho mayor, reduciendo así esta intensa variación en la gravedad.

Siguiendo su caída, y alzando la vista, observa que ve todo el cielo “deformado”, concentrándose en el punto opuesto a donde se encuentra el agujero negro. Esto se debe a la intensa curvatura que produce sobre la trayectoria de la luz la gravedad del agujero.

Cuando el astronauta se aproxima al horizonte de sucesos (la región del espacio que consideramos como la “superficie” del agujero, que cubre los puntos del espacio donde ya la luz no puede escapar del agujero), éste va notando cada vez una diferencia de gravedad mayor (lo que le causaría un gran dolor hasta que su cuerpo no lo aguantase, aunque aquí suponemos el astronauta-chicle), cada vez ve el “cielo” más concentrado en el punto opuesto al centro del agujero negro y de un color cada vez más “azul”. Fijándose, observa que en éste, comienzan a suceder cosas cada vez más rápido (todo parece moverse a una velocidad mayor). Aquí esta otra de las consecuencias de un campo gravitatorio tan intenso: el tiempo comienza a transcurrir mucho más lento, por lo que para él, es el resto del Universo quien va mucho más rápido.

Finalmente, cuando atraviese el horizonte de sucesos, nuestro astronauta no observará absolutamente NADA, sino que seguirá observando lo mismo que un instante antes de entrar: continúa su doloroso (cada vez más) viaje hacia el centro del agujero negro, en donde ya la física actual deja de funcionar y aún no podemos saber qué observa.

En este vídeo tenéis una recreación por ordenador realizada por miembros de la Universidad de Colorado de una caída similar:

La próxima entrada, veremos cómo ven esta caída desde la nave principal, que sigue en órbita.

Artículo relacionado en New Scientist y en Ciencia Kanija.
Artículo original en ArXiv

Ese puntito azul…

Hoy toca recordar un gran vídeo hecho por uno de los grandes científicos de los últimos años, y uno de los mejores divulgadores que hemos tenido hasta hace poco: Carl Sagan.
Astrofísico al que debemos la gran serie Cosmos, el proyecto SETI (búsqueda de vida extraterrestre), y su participación en varias misiones planetarias, entre otras cosas.

El vídeo parte de una imagen que tomó la sonda Voyager, que fue enviada a los planetas exteriores (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) cuando terminó de recorrer estos y continuó con su rumbo hacia el exterior del Sistema Solar (al que está llegando en estos años).
Después de dejar Neptuno, tomó una imagen de nuestro planeta, en la lejanía.

Desde esta posición, la Tierra era un diminuto punto de luz azulado, que en un principio demasiado débil para distinguirle por las cámaras de la sonda, aunque a propuesta de Carl Sagan se enfocó las cámaras hacia nuestro planeta, consiguiendo observar débilmente un puntito azulado.

La imagen finalmente fue tomada a unos 6000 millones de kilómetros (unas 40 veces la distancia Tierra – Sol). A esta distancia, como podemos ver, ya pasa totalmente desapercibido, y eso que todavía estamos en la zona principal de nuestro Sistema Solar (a la nave le quedaba mucho todavía para superar el disco de polvo que existe más allá de las órbitas de los planetas: el cinturón de Kuiper, región donde se encuentran numerosos cuerpos desde el tamaño de Plutón, localizado como uno más en esta zona, hasta unos pocos kilómetros o metros).

El vídeo, digno de ver y que nadie debería de perderse:

Sistemas binarios de dos agujeros negros

Bueno, con un poco bastante de retraso viene una nueva entrada, en relación con un nuevo artículo presentado en la revista Nature, en el cual se anuncia los indicios de haber encontrado un sistema binario de dos agujeros negros (dos agujeros negros que orbitan entre sí por acción de la gravedad).
No es una confirmación al 100 % de que dicho sistema esté compuesto por dos agujeros negros, pero es la mayor evidencia que se tiene hasta ahora de un sistema así.

Estrellas dobles reales o visuales

Primero, conviene aclarar un punto que suele confundir, sobre todo cuando se observa por telescopio un sistema doble de este tipo (observando dos estrellas muy juntas).

Y es que al mirar a dicho sistema, vamos a observar dos estrellas bastante próximas. Sin embargo, como consecuencia de que no apreciamos las distancias de éstas, no podemos ver a qué distancia de nosotros se encuentran, dando lugar a un efecto de perspectiva en el que muchos de los sistemas dobles que observamos no son tales (en el sentido en que una estrella rota en torno a la otra), sino que solo los vemos próximos por perspectiva. A estas estrellas las llamamos comúnmente dobles visuales, por razones obvias.

Por supuesto, lo dicho aquí se puede extender a sistemas triples, cuádruples… ya que nos encontraremos muchos de estos.

Sistemas binarios de una estrella y un objeto compacto

Si en vez de tener dos estrellas tenemos una estrella y una enana blanca o estrella de neutrones (ambos dos objetos extremadamente densos) obtenemos que dicho sistema deja de ser tranquilo, ya que el objeto compacto irá chupando gas de la otra estrella poco a poco.

Lo llamativo ocurrirá cuando la enana blanca haya absorbido una masa mayor a la que puede soportar (llamada masa de Chandrasekar), obteniendo que ésta estalla lanzando todo su material al espacio, originándose lo que se conoce como supernova de tipo Ia.

También se puede dar el caso en que el compañero de nuestra estrella sea otro objeto más llamativo: un agujero negro.
Entonces lo que se obtiene es un comportamiento similar al de la enana blanca: el agujero negro irá tragando gas de la estrella, el cual mientras cae al agujero emitirá una gran radiación (este es el método por el que se suelen detectar precisamente).

Sistemas de dos enanas blancas o dos agujeros negros

Pero el sistema más “entretenido” viene cuando lo que orbitan entre sí son dos objetos muy compactos: dos enanas blancas o dos agujeros negros.

Entonces, es cuando podemos ver de verdad los efectos de la Teoría de la Relatividad General (TRG), obteniendo que las órbitas de estos objetos no son estables, sino que ambos irán cayendo al centro común de las órbitas, describiendo una espiral… hasta que ambos objetos colisionen.

En este momento, los dos agujeros negros darán lugar a uno solo, con un área mayor que la suma de los áreas de los dos agujeros negros iniciales, en un proceso en el que se liberará una descomunal energía en forma de ondas gravitatorias (predichas por la TRG), que básicamente son ondas del propio espacio-tiempo (recordemos que la TRG estableció que el Universo no es tridimensional: ancho, largo y alto, sino que tiene 4 dimensiones: el tiempo es la que falta, estableciendo así el tejido del espacio-tiempo, en el que las 4 dimensiones están entrelazadas), que se desplazan a la velocidad de la luz.
Actualmente existen varios proyectos para intentar detectar dichas ondas, las cuales todavía no han podido ser detectadas debido a que son demasiado débiles para cualquier instrumento diseñado hast ahora.
Sin embargo, su importancia radica en que con su detección, se abrirá una nueva ventana para observar el Universo, al igual que con el descubrimiento de los rayos X o gamma se abrió una nueva herramienta para observar el Universo con “diferentes ojos”, permitiéndonos observar eventos no imaginados hasta entonces.

El espectro del Sol

A lo largo de este artículo hablaré un poco sobre las líneas de emisión y absorción que ocurren en el Sol, aunque al final ha salido un artículo bastante más técnico (complicado) de lo que me gustaría.

líneas de emisión

Conocemos que los átomos están formados por un núcleo, bastante pequeño, del orden del argstrom (10^-10 m), donde se encuentran los protones y los neutrones, y éste está rodeado de los electrones.
Éstos se sitúan a diferentes “órbitas” (capas, en entradas posteriores intentaré hablar sobre este tema más en profundidad), cada una de las cuales tiene una energía muy concreta (esto es, los electrones en las capas más cercanas al núcleo están más ligados a éste, por lo que si queremos extraer uno de ellos de ahí, hace falta más energía que si el electrón estuviera más alejado del núcleo, i. e. en una capa superior).

Por lo tanto, para que un electrón salte a otra capa, que tiene una energía diferente, necesitará ganar o perder energía para realizar la transición (paso de donde estaba a la nueva capa).

Si la transición ocurre hacia una capa más interna, el electrón necesita perder energía, para lo cual recurre a la emisión de un fotón (luz), que tendrá exactamente la energía que ha perdido el electrón, y dado que la longitud de onda del fotón viene fijada por su energía, el fotón emitido tendrá una longitud de onda conocida (y hablaremos por tanto, de que ha emitido un fotón (luz) de color rojo, azul, de rayos X, etc).

Y, como en un átomo hay unos niveles de energía (debidos a cada capa) concretos, y diferente para cada átomo, la luz emitida por éste átomo solo constará de determinadas longitudes de onda, lo cual hace posible que viendo la luz emitida por un material/gas, se pueda reconocer de qué elemento se trata.

líneas de absorción

Ahora bien, si el electrón en vez de saltar de una capa A a otra B, con B con menor energía, salta de B a A, necesita ganar energía para realizar la transición, para lo cual deberá absorber un fotón con dicha energía (como vemos, se produce el caso contrario: antes le emitía, ahora le absorbe).
Esto se produce, por ejemplo, si dicho átomo está iluminado con una luz que, al menos, tiene dicha longitud de onda concreta, la cual el átomo absorberá para realizar la transición, dejando el resto de la luz intacto.

Efectos sobre la luz que nos llega del Sol

El Sol, debido a la temperatura que está, produce una luz que tiene todas las longitudes de onda (es un continuo). Sin embargo, esta luz tiene que traspasar todo el gas que hay en la superficie solar antes de llegar hasta nosotros, por lo que sufre varios efectos.
Principalmente, sufre absorciones y emisiones, debido a que al tener que atravesar este espesor de gas, los átomos de éste irán absorbiendo las longitudes de onda concretas que les permite saltar a capas más externas. Y a su vez, al cabo de un tiempo estos electrones se desexcitarán, emitiendo fotones de una determinada longitud de onda.

Éste por ejemplo fue el método usado en 1859 por Kirchoff para identificar de qué está compuesto el Sol u otras estrellas, refutando las ideas del filósofo Compte unos 10 años después de que pronunciara las palabras “Nunca conoceremos la composición química del
interior de las estrellas… (porque no podemos ir a ellas)”.

Pérdida de la simetría

Como puede parecer, este proceso es igual en los dos sentidos: si el electrón puede pasar de la línea A a la B, también podrá pasar de la B a la A de igual forma.
Sin embargo, en el Sol esto no se cumple del todo. Dado que el Sol se encuentra a una gran temperatura (unos 5000 ºC), los electrones no se encuentran en sus estados fundamentales (las capas más bajas o cercanas al núcleo) sino que ya previamente se encuentran excitados.
Por esto, y si numeramos las capas como 1, 2, 3, 4, etc, y tomando (como ejemplo) que los electrones se encuentren en el estado 2, la luz del Sol presentará absorciones debido a todos los electrones que saltan de la capa 2 a la capa 3, 4, o cualquiera superior. Pero no presentará absorción a la longitud de onda correspondiente a la transición desde la capa 1 porque “ningún” electrón se encuentra ahí.

En cambio, sí habrá emisiones debidas a electrones que “caen” a la capa 1. Y aunque esto (el tener ya electrones en la capa 1) pueda parecer que ya equilibra la emisión/absorción a dicha longitud de onda, no es así debido a que para cada emisión producida por la caída hasta 1, el electrón se excitará a capas más externas rápidamente, pero en general no se excitará hasta la misma capa de la que cayó, por lo que predominará el número de fotones emitidos frente a los absorbidos para esas longitudes de onda que permiten las transiciones a las capas más bajas a las que se encuentran “normalmente” los electrones en dichas condiciones (en nuestro ejemplo, dicha capa sería la 1).

Esto produce finalmente que en determinadas longitudes de onda, haya un pico de intensidad, lo cual significa que se dan más desexcitaciones entre dos capas que tienen esa diferencia de energía concreta (y que corresponderán a transiciones entre dos capas concretas de un elemento determinado).
Y, a su vez, habrá otras longitudes de onda (las más comunes) en las que se observará que la luz del Sol ha sido absorbida, por lo que solo veremos que ahí no se emite apenas luz (en comparación con el resto del espectro). Esto es lo que nos facilita la identificación de los elementos presentes en el Sol.

En la imagen se observa las líneas oscuras debidas a las absorciones producidas por los diferentes elementos del Sol. Y en el gráfico de la derecha se ve más claramente las pequeñas irregularidades (picos hacia arriba y hacia abajo) debidos a una mayor emisión o absorción, respectivamente.

La “superficie” del Sol

Siempre que se habla del Sol, no suele haber ninguna duda de que realmente es una bola de gas, sin una superficie sólida (de una forma similar a los planetas gaseosos como Júpiter o Saturno, que tampoco tienen superficie sólida como la Tierra).
Esto provoca que si pudiéramos acercarnos y descender al Sol (en un viaje mental, ya que de otra forma la temperatura y actividad del Sol tendrían malas consecuencias) nos encontraríamos que nos sería imposible aterrizar (habría que buscar su sinónimo para el Sol) con nuestra nave, ya que al acercarnos a lo que consideramos su “superficie”, vemos que ésta no es más que gas, por lo que seguiríamos descendiendo… hasta el núcleo.

Esto suele ser comprendido más o menos rápidamente, pero muy pocas veces surge una pregunta que una vez lo piensas, tiene mucho sentido:

Si el Sol no tiene una superficie propiamente dicha, ¿ por qué al mirarle vemos un contorno o límite bien definido ?

Porque en un principio esto no solo se observaría en el caso de que un cuerpo tuviera una superficie bien definida (sólida), así verías dónde acaba. Pero al ser gas y no tener un límite concreto… no se debería de ver éste borde que en principio no existe.

La respuesta no es del todo sencilla, aunque vamos a intentar describirlo.

A medida que nos vamos alejando del centro del Sol, nos vamos encontrando con diferentes capas cada vez menos densas y más frías, hasta llegar a la corona (la que se ve solo en los eclipses de Sol totales) que es la capa más externa del Sol, y en la cual ya las cosas cambian y está a una temperatura mayor que la capas contiguas, por razones que explicaré otro día.

Así que se dan dos fenómenos a la vez: una menor temperatura, y una menor densidad a alejarse del centro.

Cuando más caliente está el gas de una cierta zona, más luz emite, así que las capas internas brillan más que las externas, por lo que estas últimas quedarían ocultadas por el brillo de las primeras, y no las veríamos.

Sin embargo, cuanto más profundo sea dicha capa, más densidad hay, y más materia hay por encima también. Por lo tanto, cuando más profunda sea la capa, su luz se verá más absorvida, ya que ha de atravesar una capa más densa y mayor.

Juntando los fenómenos de los dos párrafos anteriores, obtenemos que habrá una cierta capa (a la que me referiré como capa C) en la que se equilibra la luz que emite con la que es absorvida, de tal forma que de la capa inmediatamente externa a C nos llegará menos luz, debido a que nos llega menos luz de ella que de C, por lo que se ve más débil que ésta.
Y hacia adentro ocurre lo mismo, la capa inmediatamente interna emite más luz, pero ésta se ve absorvida en un factor suficiente como para que nosotros la veamos más débil que la capa C.

Con esto, obtenemos que desde fuera, la capa C marca una “frontera” bastante bien definida, que es la que nosotros vemos como la superficie del Sol.

Esta capa tiene un espesor de unos cientos de kilómetros, y depende de hacia dónde miremos (el centro y los bordes del Sol), ya que la luz que nos llega del centro atraviesa un espesor menor, por lo que vemos una zona algo más interna del Sol. Pero en los bordes, como la luz atraviesa un espesor mayor, el equilibrio se alcanza en una región más externa (esta es la causa de que el borde se vea más oscuro: porque la luz que vemos se debe a una capa más externa, luego brilla menos), así que lo que vemos en una zona u otra no corresponde a la misma capa del Sol, sino que hay una diferencia de unos cientos de kilómetros.

Detección de cúmulos de galaxias muy lejanos

Hoy toca comentar sobre un método que se utiliza para detectar cúmulos de galaxias muy lejanos, tanto que no se pueden detectar por la luz que emiten.

Como hemos visto en el post anterior, existe un fondo cósmico de microondas en todas direcciones, que es una imagen de cómo estaba el Universo en sus inicios, y por tanto, es la imagen más antigua que podemos ver de éste.

Dado que es la imagen más lejana (es el “fondo”), todas los objetos que se han formado después (galaxias, cúmulos de galaxias, estrellas, etc) quedan superpuestas a este fondo, alterando la luz que nos viene de él.

Y esto es precisamente lo que podemos usar a nuestro favor para detectar lo que hay por medio.

Efecto Compton inverso

Las galaxias se suelen ir juntando en formaciones mayores, llamadas cúmulos de galaxias, y estas formaciones, además de contar con un gran número de galaxias (depende del tamaño del cúmulo, claro) suele dejar atrapado una gran cantidad de gas en medio del cúmulo, calentándose hasta altas temperaturas, tales que normalmente este gas emite rayos X. A estas temperaturas, cabe destacar que normalmente no se encuentran átomos neutros, sino que los electrones suelen estar libres en el gas.

Ahora bien, cuando se acercan fotones (luz, en este caso proveniente del fondo cósmico) a esta región con gas muy caliente, se producen choques entre los fotones y los electrones del gas.

En el caso en que estos electrones estén a una temperatura normal (y por tanto llevan menos energía), se produce el efecto Compton, que consiste en que el fotón, al chocar con el electrón, le traspasa a éste parte de su energía, provocando al final que la luz que sale del gas sea menos energética (su longitud de onda es mayor, volviéndose más rojos), mientras que los electrones ahora tienen más energía, lo que se traduce en que este gas se calienta.

Sin embargo, en estos casos lo que tenemos son electrones muy energéticos, lo que provoca que el efecto se de al revés: el electrón, que lleva más energía que el fotón, es quien cede energía a éste. Produciendo que el electrón es quien pierde energía, mientras que los fotones la ganan, obteniendo que la longitud de onda de éstos disminuye (se vuelven más azules). Este es el efecto Compton inverso.

Aplicación del efecto en el fondo cósmico de microondas

Ahora viene la aplicación que podemos encontrar debido a este efecto.
Si miramos hacia una dirección determinada en el “mapa” del fondo cósmico de microondas, y en esta dirección resulta que hay un cúmulo de galaxias, no observaremos el espectro normal del fondo (que es aproximadamente igual para todas las direcciones en que miremos), sino que obtenemos unas pequeñas desviaciones, obteniendo que en esa dirección, la luz es ligeramente más energética en promedio que la de otras direcciones.

Así que esto se convierte en una forma eficaz para detectar dónde hay cúmulos de galaxias: observar detenidamente la luz del fondo cósmico de microondas, y ver en qué puntos esta luz se ve alterada respecto a la media.

Y lo más útil es que este efecto es el mismo para cúmulos de galaxias cercanos o lejanos, ya que la luz se verá alterada de igual forma (solo cambiará el tamaño en el cielo con que veremos dicho cúmulo), así que con esto, obtenemos un método para detectar dichos cúmulos sin que influya la distancia a la que estén. Así que podremos observar cúmulos lo suficientemente lejanos que no pueden ser visto por otros métodos más “comunes”.

Salvando problemas

Hasta aquí todo parece fácil, aunque hay un “pequeño” problema que salvar.
Hemos visto que el fondo cósmico no es totalmente uniforme, sino que tiene pequeñas fluctuaciones. Así que la pregunta que podemos hacernos es… ¿cómo se distinge si esta desviación en la luz que observamos en un punto dado se debe a un cúmulo de galaxias o a una fluctuación del propio fondo?.

Por suerte, hay una forma relativamente sencilla de averiguarlo.
Hemos visto que el efecto Compton inverso se da cuando los electrones son más energéticos que los fotones incidentes, por lo tanto, mirando en la misma dirección a diferentes frecuencias, obtendremos que si son fluctuaciones del fondo, se obtendrá el mismo efecto (si dicha zona es más energética, lo seguirá siendo) ya que se deben a la misma causa.
Sin embargo, si se deben a algún cúmulo de galaxia, este efecto (el tener una luz más energética) solo será visto para un rango de frecuencias, así que si observamos a unas frecuencias lo suficientemente altas, dejaremos de observar dicho efecto (y la luz de esa zona dejará de ser más energética de lo normal).

Así se consigue identificar si el fenómeno que observamos se debe realmente a un cúmulo o a otra cosa.

NOTA: El conocimiento de este método se debe a Diego, miembro del IFCA, que en uno de nuestros interrogatorios con innumerables dudas acerca de su asignatura, nos contó esta parte de su trabajo.

Fondo cósmico de microondas

Bueno, después de estas semanas con una actividad casi nula en el blog (pero bastante alta con los exámenes), espero volver a mi ritmo habitual de entradas.

En esta entrada intentaré hablar un poco sobre el fondo cósmico de microondas (CMB).

Antecedentes

En 1915 Einstein sacó a la luz su Teoría de la Relatividad General, con la cual se pudo describir el comportamiento del Universo.
En sus soluciones, Einstein forzó a que dicho Universo fuera estático (no cambiase con el tiempo), de acuerdo a la concepción que se tenía por entonces para éste. Sin embargo, pronto se vio que estas soluciones no eran estables, sino que a cualquier perturbación, dicho Universo dejaría de ser estático.
Esto dejaba entrever que probablemente nuestro Universo no fuera estático, sino que variaba con el tiempo. Hecho que se vio confirmado con las observaciones de Hubble en las que encontró que todas las galaxias (a grandes distancias) se alejaban unas de otras, con una velocidad proporcional a su distancia. Lo cual implicaba que nuestro Universo estaba en expansión.

Reconstrucción

Dado que el Universo está en expansión, si invertimos el paso del tiempo… obtendríamos que todo debió surgir de un mismo punto.
Con esta hipótesis, se ha podido reconstruir que la edad del Universo es de en torno a 13700 millones de años, y que en esta época, tenía un tamaño muy pequeño y se encontraba a una temperatura y presión inmensas.

Desde el punto de vista teórico, se ha podido describir con bastante acierto los procesos que ocurrieron desde 10^-43 segundos “después” del Big Bang, hasta hoy, aunque todo lo que pudo pasar anterior a ese tiempo no se puede conocer con las teorías actuales, por lo que realmente no podemos aventurarnos a certificar si hubo una explosión, un rebote, o qué fue lo que pasó realmente.

Sin embargo, varios teóricos comenzaron a preguntarse que si esa época tan caliente ocurrió, debería haber dejado un rastro que debería poder observarse actualmente.
Ya que todo cuerpo a una temperatura dada emite radiación, el Universo en esta etapa debió de emitir una gran radiación que, actualmente, debido a la expansión que ha sufrido, deberíamos verla mucho más débil, concretamente igual a la radiación que emitiría un cuerpo con una temperatura de unos 3 K (unos -270ºC), lo cual correspondería a una radiación de microondas. Y dado que el Universo es prácticamente uniforme a grandes escalas, debería ser idéntica mirásemos donde mirásemos.

Descubrimiento

Por su parte, en 1965 dos ingenieros de la empresa Bell de telecomunicaciones (Penzias y Wilson), acababan de construir una gran antena de radio, con el fin de mejorar las comunicaciones.

Sin embargo, pronto se encontraron un gran problema: apuntasen donde apuntasen la antena, siempre encontraban un ruido de fondo.
Después de muchas comprobaciones, terminaron por deducir que aquel ruido tenía que provenir del espacio.

El circulo finalmente se cerró cuando un conocido común, conectó a los dos ingenieros con el grupo de investigación que había predicho tal radiación.

Tanto Wilson como Penzias acababan de descubrir la radiación de fondo cósmico (llamada así porque es uno de los rastros más antiguos que podemos observar del Universo) y que se localizaba en la zona de microondas, correspondiente a un cuerpo negro (cuerpo ideal que absorve toda la radiación que le llega) a una temperatura de 2.7 K y uniforme en cualquier dirección (los dos ganaron el Nobel en 1978, aunque el equipo teórico que la había predicho no recibió nada).

Medidas posteriores

Después de su descubrimiento se pudo confirmar esta época temprana del Universo en que este estaba muy caliente.
Pero para obtener un mejor estudio de dicho fondo, se han lanzado dos satélites al espacio, el COBE primero y después de WMAP, los cuales han podido estudiarlo con una gran precisión, mostrando que realmente no es totalmente uniforme, sino que tiene unas muy pequeñas fluctuaciones (del orden de una millonésima de la radiación media), las cuales muestran que el Universo en esa época no era totalmente uniforme, sino que ya habría ciertas agrupaciones entre la materia.

Gran inflación cósmica

Estas medidas del fondo dieron lugar también a la confirmación de que el Universo pasó inicialmente por una época en la que experimentó una expansión enorme durante un breve periodo de tiempo, lo cual hizo que todas las rugosidades que tenía, se uniformizaran de tal forma que ahora mismo observamos una gran homogeneidad en el Universo (por ejemplo, en la imagen del fondo cósmico, recordemos que solo se notan desviaciones en una millonésima parte).

PD: En la primera imagen se observa el mapa que ha obtenido el satélite WMAP, mostrando las pequeñas rugosidades que existe en dicho fondo.

Anomalías de las Pioneer

Debido a que llevo varias semanas peleándome con este tema, he decidido comentarle también aquí (haciendo un breve resumen).

Las Pioneer 10 y 11

Las Pioneer 10 y 11 son dos sondas espaciales que envió la NASA en los años ‘72 y ‘73 para explorar los planetas Júpiter y Saturno, hasta entonces inexplorados.

Ambas sondas eran gemelas en construcción, llevando una gran antena de comunicaciones, pilas nucleares (ya que a las distancias a las que iban a ir los paneles solares no eran eficientes) y con varios instrumentos científicos.

Las dos naves pasaron por Júpiter (la P10 en el ‘73 y la P11 un año más tarde), ganando velocidad y tomando rumbos diferentes: la P10 tomó una trayectoria para alejarse del Sistema Solar, en dirección aproximada hacia la estrella Aldebarán, que se puede ver las noches de invierno como la estrella más brillante en la constelación de Tauro, a la que, en el caso de que consiguiese llegar, lo haría dentro de unos 2 millones de años.
Mientras que la P11 se dirigió hacia Saturno, para después tomar una trayectoria similar a su gemela, solo que dirigiéndose en otra dirección.
Debido a esto las dos sondas llevaban una placa donde se encontraba grabados un hombre y una mujer, así como la “localización” de la Tierra, por si alguna hipotética civilización extraterrestre encontrase algún día las naves.

Finalmente, las sondas se sitúan actualmente a una distancia de unas 100 veces la distancia Sol-Tierra, aunque se perdió el contacto con ellas en 1995 (P11) y 2003 (P10).

La anomalía

A medida que se alejaban, las sondas iban transmitiendo información sobre su “estado” a Tierra, la cual fue analizándose poco a poco (durante varias décadas).

Y analizándose estos datos, se comenzó a encontrar una cosa curiosa: se encontró que las naves se estaban frenando ligeramente más de lo debido (recordemos que aunque están demasiado lejos de la Tierra, el Sol las sigue atrayendo). Era una aceleración prácticamente inapreciable, casi en el borde de lo que se podía detectar, pero ahí estaba, y tenía una magnitud de aproximadamente 10^-9 m / s².

Así que la pregunta era clara: ¿qué hacía frenar a la nave más de lo previsto?

Primeras explicaciones

Antes de nada, recordar que estamos en el espacio, donde no hay “aire” como aquí, luego un objeto que está moviéndose en el espacio no encuentra resistencia que lo frene.

Así que las primeras hipótesis que se barajaron fueron las lógicas: en la nave se debe de estar produciendo algún fenómeno que frena la nave:

Dado que las naves llevan una reserva de combustible para poder hacer correcciones a sus órbitas, podrían tener alguna fuga de dicho combustible, lo que las haría frenar. Pero esta explicación no era coherente ya que es altamente improbable que se haya producido la misma fuga en el mismo punto de la nave, dejando escapar la misma cantidad de combustible en la misma dirección…

También se barajó que podría ser debido a un calor emitido por las naves en una dirección concreta (generado por las pilas nucleares que llevaban). De existir esto, podría ser idéntico en las dos naves por su construcción, pero éste calor debería decrecer con el tiempo debido a que las pilas nucleares van produciendo menor calor.
Además, el efecto, de existir, sería bastante menor al encontrado.

Y así se sugirieron varias posibles explicaciones, aunque con ninguna (ni juntando todas de la mejor forma posible) se llegó a explicar esta aceleración.

Otras causas

Abandonando estos razonamientos, se empezó a pensar que esta aceleración podría ser debida a causas ajenas a la nave, como una gravedad mayor de lo esperado, u otras influencias que no se tenían en cuenta.

Esto se vio confirmado por la observación de una aceleración similar en otras naves (como la Galileo y la Ulysses).
Así que el origen estaba claro: la aceleración no procedía de la nave.

Las primeras hipótesis no tardaron en llegar:

Si hubiera otro cuerpo en el Sistema Solar (del tamaño de Plutón por ejemplo) podría atraer a la nave causando dicha aceleración. Aunque aquí también se propuso que más que un cuerpo, podría ser materia oscura presente en nuestro Sistema Solar.
El problema de este razonamiento era que si se ajustaba dicha masa “desconocida” para que provocase tal aceleración, se descompensaba la órbita de los demás planetas, con lo cual esta masa nueva no podía existir ya que la órbita de los planetas es bien conocida desde hace muchos años.

También se pensó en que podría ser debido a que las partículas (polvo) que existe entre estrellas pudiera estar generando una fricción en la nave, pero esto parece muy improbable ya que por lo que se conoce la poca densidad que existe en el espacio no podría provocar este efecto.

Por supuesto, también hubo quienes propusieron que esto era un síntoma de que las leyes actuales de la física era erróneas y aquí se obtenía otra prueba nueva de ello.

Explicación más probable

Pero la posible solución (la más probable y la única que lo explica razonadamente en la actualidad) vino traída por una coincidencia que se descubrió sobre los ‘90:
dicha aceleración tenía un valor prácticamente igual (y coherente dado los márgenes de error) a la cantidad c·H₀ donde c es la velocidad de la luz, y H₀ es la constante de expansión de Universo, o constante de Hubble.

Esto hizo pensar que dicha aceleración podría tener relación con la expansión del Universo (aunque en principio esta no influía para distancias tan pequeñas).

Y la explicación vino tras más de 35 años desde que se lanzaron las naves: debido a que el Universo no es totalmente plano (sino que el espacio-tiempo tiene una ligera curvatura), sobre las señales que emite la nave se produce un efecto similar al efecto Doppler (el de la ambulancia que se acerca, y por ello se oye la sirena más aguda) llamado corrimiento al azul (también existe la contrapartida: corrimiento al rojo que se suele oir más a menudo) que hace que dicha señal (que no deja de ser otra cosa que luz) tenga un tono más azulado de lo normal (en el caso en que pudiéramos ver la señal, ya que ésta es una señal de radio).

Así que realmente no se trataba de ninguna aceleración que sufren las naves, sino más bien de un efecto que se produce sobre las señales que éstas envían a Tierra por estar las naves moviéndose y por estar el Universo expandiéndose.

PD: parece que lo del “breve resumen” brilla por su ausencia después de escribirlo…

Aquí tenéis una descripción del proyecto de las Pioneer.