De quásars, blázars y AGNs

En el siglo XX hubo un gran avance en lo que a observaciones astronómicas se refiere: se comenzó a observar en diferentes longitudes de onda como ondas de radio, microondas ó rayos X, en vez de únicamente en el visible. Esto permitió que se pudiera descubrir nuevos fenómenos o eventos que hasta ese momento habían permanecido ocultos, mostrándonos que había procesos que ocurrían en algunas galaxias que no se habían imaginado hasta entonces.

Quásars

Uno de los nuevos cuerpos que se encontró, aunque en luz visible, fueron los cuásars. Estos eran objetos que parecían estrellas, es decir aparecían puntuales en las imágenes, pero que presentaban un corrimiento al rojo enorme, lo que implicaba que éstos no pertenecían a nuestra galaxia, sino que competían con las galaxias más lejanas conocidas. Y por tanto requerían tener un brillo muy grande para poder ser vistos desde tan lejos.
Además presentaba emisiones a determinadas longitudes de onda (colores) muy raras hasta entonces, junto con efectos Doppler que implicaban que el gas que emitía esas líneas tenía una velocidad excepcionalmente alta: del orden de 10.000 km/s.

Esto les hacía ser uno de los cuerpos más energéticos que se conocía hasta entonces, sin tener muy claro qué eran en realidad.

Y el hecho de que pareciesen estrellas pero no lo fuesen en realidad, se decidió llamarlos objetos cuasi-estelares, que derivó en quásars.

Galaxias Seyfert

Por otro lado, también se descubrió al analizar los espectros de determinadas galaxias en apariencia normales que éstas presentaban unas líneas inusualmente extrañas, que al igual que ocurría con los quásars, implicaban que el gas que lo emitía tenía una velocidad enorme, algo no conocido hasta entonces en ninguna galaxia «típica». Por ello, se catalogaron como un nuevo tipo de galaxias: galaxias Seyfert, que hacía referencia a que en ellas tenía lgar algún tipo de fenómeno no conocido.

Radio galaxias

De una forma independiente, esta vez en observaciones en ondas de radio, se detectaron otras galaxias «extrañas», que emitían mucho más de lo esperado en esta parte del espectro, por lo que recibieron el nombre de radio galaxias. En algunos casos, estas emisiones en radio coincidían con anteriores quásares descubiertos, aunque en otros otros casos eran objetos nuevos.
Aquí lo que se veía eran galaxias «normales» solo que con mucha más emisión en radio, localizada en forma de dos chorros que salían siempre desde el centro de la galaxia hacia el espacio, con unos tamaños enormes (del orden de la galaxia o mayores) y cuyas partículas viajaban a velocidades próximas a la de la luz, por lo que lo que fuese que aceleraba dicho material debería tener una enorme potencia.
En total, las radio galaxias actualmente conocidas representan un 5% del total de galaxias conocidas, por lo que no son un grupo despreciable de objetos.

Unificación

Hasta aquí una muestra de tres nuevos objetos que fueron descubiertos por diferentes métodos a lo largo del siglo XX, pero que dieron lugar a una descripción que los relacionaba a todos por igual, dependiendo únicamente de por donde se mire.

Empezando por el hecho fundamental en todos: en el centro de cada galaxia se sabe que hay un agujero negro supermasivo, que es el responsable de que todo orbite en torno a éste, y tiene una masa del orden de 10 millones de masas solares.
En ocasiones, este AN (Agujero Negro) estará rodeado de material que poco a poco se va precipitando hacia él. En estos casos, el modelo actual que se maneja y que da las mejores predicciones describe que alrededor del AN se forma el famoso disco de acreción, en el cual el material gira muy rápidamente y se encuentra a una elevada temperatura, dando lugar a la fuerte emisión en rayos X y los grandes efectos Doppler por su velocidad.
En esta zona, a escasa distancia del AN propiamente dicho se suele tener un campo magnético extraordinariamente fuerte que, junto con la rotación del AN, suele provocar que las líneas del campo se «enrosquen» alejándose por la zona de los polos, lo que provoca que las partículas cargadas queden encerradas ahí y sean aceleradas a velocidades relativistas alejándose rápidamente del AN. ¿Os recuerda a algo?. Sí, esos son los jets que se ven en las radio galaxias (los cuales a veces están «funcionando» y otras veces no).

Más lejos del AN se forma un «toro» (o donut) de polvo y gas, lo que hace que en función de por donde miremos (a través del toro o por encima de él) veamos una cosa u otra, ya que el toro es «oscuro» por lo que no deja pasar la luz a través de él.

Así, llegamos a algo similar a lo que vemos en la figura, en donde hay que destacar que siempre la emisión que surge directamente del AN (tanto del disco de acreción como del jet visto de frente) suele ser muy superior a la luz emitida por toda la galaxia.
De esta forma, si miramos desde encima del chorro (jet) estaremos viendo una emisión puntual (toda la emisión está localizado en ese chorro y oculta al resto) y muy fuerte en radio, por lo que estamos viendo lo que se denomina un blázar, que a grandes rasgos es un cuásar pero con emisión en radio y que presenta unas variaciones de brillo muy rápidas, lo que indica que el tamaño de este cuerpo es muy muy pequeño (y por eso la única explicación plausible hoy en día es que sea una agujero negro).
Si no existe dicho chorro, lo que veríamos es también una emisión muy fuerte y puntual (es decir originada en una zona muy pequeña), que a grandes distancias nos ocultaría el brillo del resto de la galaxia. Sí!, hemos descrito un quásar.

Como pasos intermedios, tenemos que si estuviéramos mirando a dicho AN desde la zona donde está el toro, no veremos la emisión central, pero sí al gas que está más alejado y que queda por encima de dicho toro. De esta forma, si existe jets fuertes estaremos viendo lo que conocemos por radio galaxia: el brillo no es diferente al de una galaxia normal pero presenta dos chorros de radio muy fuertes que surgen del centro. Y si no hay jet, pues se reduce a una galaxia Seyfert, que no tendrá un brillo diferente al de una galaxia normal (no vemos el interior del AN) pero sí presenta líneas de emisión «extrañas» emitidas por le material cercano.

Así que realmente todos estos objetos se producen por unas condiciones similares, produciéndose siempre entorno al agujero negro supermasivo que hay en las galaxias. Por ello, habitualmente a todos estos se les nombra de forma genérica como Nucleos Galácticos Activos (AGN), debido a que son procesos que tienen lugar en el núcleo galáctico cuando éste está «activo», es decir, tragando materia.

Todo esto, hay que decir que tiene un tamaño extremadamente reducido en comparación con el de la galaxia: la parte interna de dicho agujero negro suele tener tamaños típicos del orden del Sistema Solar (del orden de 10 – 100 mil veces más pequeño que el tamaño de la propia galaxia), pero que produce más emisión que toda ésta junta.
Por suerte, la mayoría de los agujeros negros están «dormidos», como el de nuestra galaxia, debido a que en sus cercanías ya no hay material cayendo y por lo tanto no se producen estos eventos (afortunadamente para nosotros).

Radio galaxia donde vemos el jet de radio en rojo y la imagen en visible en azul
(los colores son artificiales para distinguir cada una de las imágenes). Cortesía de la NASA.

Referencias:

• Galería con imágenes e información de algunos cuásars y AGN. (en inglés)
• Los Núcleos Galácticos Activos, presentación de Javier Bussons.
• Núcleo Galáctico Activo, Wikipedia.

Entrada escrita para el VI Carnaval de la Física, hospedado este mes en el blog Noticias del Cosmos.

La Historia del Universo

Sabemos que el Universo tiene unos 13.7 mil millones de años (considerando su «nacimiento» desde la época en que éste tenía un tamaño diminuto y que llamamos Big Bang), que el Sol tiene unos 5 mil millones de años de vida, y que nosotros (entendiéndose como tal al Homo Sapiens) llevamos unos 200.000 años sobre la Tierra. Sin embargo, siempre que hablamos de cifras mayores a 100 años cuesta de imaginarlas y compararlas… por lo que es mejor buscar otras vías para mostrarlas.

Por ejemplo, tomemos un calendario (un año completo), y comprimamos toda la Historia del Universo a ese año, viendo en qué día, o mes, suceden los hechos más importantes…

Por supuesto, empezamos el 1 de enero a las 00:00, momento en que consideramos que tuvo lugar el Big Bang. Hubo que esperar hasta las 00:15 para que el Universo se enfriase lo suficiente (debido a la gran expansión que sufre en estos instantes) para que los átomos comiencen a ser estables y los fotones pudieran «viajar» libremente por el espacio, por lo que en este punto es donde se suele decir que el Universo se volvió transparente.

Las primeras galaxias conocidas en formarse lo hicieron aproximadamente en torno al 15 de enero, pero para que se formase la Vía Láctea, nuestra galaxia, hay que esperar hasta marzo o mayo (según estimaciones). Es decir, a día de hoy estaríamos presenciando la formación de nuestra galaxia.

El siguiente paso es adentrarnos en nuestro Sistema Solar y ver cuándo se produjo. Pero esto sucedió mucho más tarde, a finales de agosto-principios de septiembre. En este momento la nube de polvo que había en esta región colapsó formando al Sol, y dejando un disco de polvo que posteriormente, a mediados de septiembre, formó los planetas del Sistema Solar, incluida la Tierra (es decir, ya desde los inicios las cosas se hacían bien únicamente en septiembre…).

En un proceso que ocurrió con bastante rapidez, a finales de septiembre-principios de octubre se produjo las primeras formas de vida sobre la Tierra, y para noviembre ya se tenía los primeros organismos multicelulares y células eucariotas.

De esta forma se entró en diciembre, el último mes de nuestro año, nuestra historia, que es donde prácticamente está toda la historia de los seres vivos de la Tierra (agrupada en únicamente los dos últimos meses del año, como vemos). Este mes comenzó con nuestra atmósfera cambiante que ya empezaba a tener una cantidad importante de oxígeno, lo que conllevó sin duda a la evolución de los seres vivos que había por entonces. Aunque realmente los saltos evolutivos más importantes pueden ser considerados en la segunda mitad de dicho mes:

Sobre el 17 de diciembre aparecen los primeros invertebrados.
El 18 comienza a existir plancton en los océanos.
Al día siguiente ya tenemos los primeros peces y vertebrados.
El 20 se consideraría el día en que las plantas comenzaron a colonizar la tierra.
El 21 aparecen los primeros insectos, comenzando la colonización de la tierra por los animales.
Saltando al 24, ya nos encontramos a los dinosaurios!, los cuales dominaron la Tierra durante unos 160 millones de años.
A continuación, el 26 de diciembre, aparecen los mamíferos y un día más tarde los pájaros y las flores.
Si embargo, todo esto acabaría el 28-29 de diciembre (menudos inocentes tuvieron en esa época), en donde se produjo la Extinción Masiva del K-T (Cretácico-Terciario).

Y con esto nos plantamos en el 31 de diciembre, el último día de la historia del Universo (resumida en un año), en donde hasta ahora todavía no hemos visto ni un pelo de los humanos.
Y esto es así porque toda nuestra evolución se comprime en dicho día.
Finalizando el día 30 o por la mañana del 31 aparecieron los primates.
Hacia las 9-10 de la noche, los antecesores del hombre se levantaron y comenzaron a caminar erguidos, uno de los saltos evolutivos más significativos de nuestra especie.
Para las 11 de la noche ya se comienza a usar las primeras herramientas de piedra, gozando ya de una mano prensil como la que tenemos actualmente (nuestro otro gran salto evolutivo).
Y para las 23:54 ya camina sobre la tierra los humanos tal y como los conocemos.
Hacia las 23:59:20 (hora:minuto:segundo) aparecen los primeros rastros de agricultura.
23:59:45, se inventa la escritura.
23:59:50, las pirámides de Egipto son construidas. Y en ese mismo momento comienza la historia.
A las 23:59:56 nos encontramos en el año 0.

Y finalmente en el último segundo, se agrupan todos los logros de la cultura moderna: desde el descubrimiento de América, hasta la revolución francesa, las dos Guerras Mundiales, y la llegada del hombre a la Luna.

Por lo tanto, no llevamos absolutamente nada sobre la Tierra… nos podemos considerar recién llegados como quien dice, ya que prácticamente no llevamos ni 5 minutos de vida, del año entero que tiene de vida el Universo.

Más información:

• Artículo con un calendario más detallado.
• Calendario con algo más de detalle en los últimos minutos en la Wikipedia (en inglés).

Agujeros negros y espaguetización

Hace bastante tiempo describimos qué veríamos si nos lanzásemos hacia un agujero negro en dos entradas (ésta y ésta). En éstas, nos centramos en describir cómo vería el astronauta a las estrellas del cielo a medida que se iba acercando hacia el agujero negro, aunque también describimos un efecto que tiene lugar al aproximarse a un cuerpo con tanta masa y tan pequeño: las fuerzas de marea son enormes, lo que hacen que la gravedad que siente nuestros pies es diferente de la que siente nuestra cabeza, haciendo que nos estiremos hasta que nuestro cuerpo aguante.

Además, como la gravedad nos atrae hacia un mismo punto, al estar cercanos al agujero negro también sentiremos que la gravedad hace que nuestros brazos intenten «aplastarse» contra nuestro cuerpo. Así que por un lado nos estira de arriba a abajo y por otro nos aplasta por los costados, por lo que terminaríamos pareciendo un espagueti en toda regla.

Esto mismo es lo que nos explica el doctor en astrofísica Neil deGrasse Tyson de una forma increíblemente divertida (uno hasta se olvida que debe ser una tortura para el que cae) en donde a este proceso le denomina de una forma muy adecuada: espaguetización.

Aunque el vídeo está en inglés (y sin subtítulos), en todo momento se puede seguir las descripciones que va haciendo con sus gestos y su sentido del humor, incluso para los que no anden muy habituados con el inglés.

Referencias

• Visto en Gizmodo.
• Página personal de Neil deGrasse Tyson.

Aventureros marcianos

Remolino de polvo que cruzó el cráter Gusev el 15 de marzo de 2005,
obtenido por el rover Spirit. +Info.

Situémonos: Marte. Comienza el verano.
Al igual que ocurre en la Tierra, las temperaturas comienzan a subir, aunque en este caso tendremos máximas de 20ºC y mínimas, por la noche, de unos -90ºC. Ideal para darse un bañito en la playa, salvo por la salvedad de que no tenemos agua donde tirarnos y que nuestra única compañía serán dos robots que andan recorriendo la superficie marciana desde hace ya casi 4 años: los rovers Spirit y Opportunity.

Pero de desierto sí que andamos sobrados, para poder tumbarnos donde haga falta. Eso sí, pronto comenzaremos a sentir la presencia de ciertos «turistas» (y no, no serán turistas de otros planetas, aunque esperad a que aparezca un Iker Jimenez por Marte… eso sí será el Apocalipsis).

Como cualquier giri playero que se precie sabe, la arena se calienta muy rápidamente, mucho más que el aire o el agua (algo que podemos comprobar al ir a la playa hacia el mediodía, cuando el agua todavía está fría pero la arena ya quema).
Si a esto añadimos una atmósfera mucho más tenue (hablamos de la de Marte), en donde las capas que están en contacto con la superficie se calientan lo suficiente como para ascender rápidamente mientras que las capas más altas descenderán por estar más frías hasta la superficie, lugar donde se calentarán y repetirán el proceso, obtenemos celdas de convección, idénticas a las que podemos ver en un cazo cuando el agua comienza a hervir.

Pero el vacío que se produce en la zona donde el aire caliente asciende trae una consecuencia: empuja al polvo de la superficie marciano hacia arriba también. Si además sopla cierto viento horizontal, se moverá por la superficie, obteniendo así un pequeño tornado.

Esto es lo que sucede al comienzo del verano marciano por una gran parte de la superficie ecuatorial del planeta: remolinos de polvo (o «demonio de polvo», según la traducción inglesa de «dust devil»), como el que tenemos en el vídeo de arriba.

Por suerte para los rovers, la baja densidad de Marte hace que éstos sean pequeños y aunque se mueven rápidamente, no tienen grandes consecuencias (salvo quizá que hacen morder el polvo, marciano).

Y con las imágenes que han ido tomando en estos tres años, se sabe que más que raros, es un fenómeno muy común en esta época, de forma que echando una mirada al paisaje, en pocos minutos se pueden ver un número relevante de ellos, los cuales pueden llegar a alcanzar alturas de hasta 10 km (sí, de la altura del Himalaya y más… son débiles pero larguiruchos) según lo que se ha visto por imágenes de satélite.

Antes de que se vieran por primera vez con los rovers (el primero que se pilló con la cámara fue casi una fiesta, después comenzaron a verse por puñados casi en cada vídeo así que el protagonismo comenzó a caer…) se sabía que algún fenómeno similar debía ocurrir, ya que en las imágenes por satélite que se obtenían (como la de la derecha) se observaban numerosos hilos negros que surcaban la superficie entrecruzándose. Pero por supuesto, hasta que no se vieron no se supo exactamente cómo eran.
Y éstos hilos en la superficie se deben a que al pasar el remolino por encima, levanta todo el polvo que hay en la superficie, dejando al descubierto las capas que quedan justo debajo, que, en este caso, son más oscuras que las expuestas al Sol. Así obtenemos los rastros de por dónde han pasado los remolinos…

Y ya para finalizar, un pequeña nota como curiosidad: uno de los rovers que deambulan por Marte se convirtió, en más que un simple espectador de lujo de estos objetos, ya que tuvo la suerte de que uno de ellos le pasara por encima. Ya hemos dicho que no tienen suficiente fuerza como para causar grandes daños, aunque cuando juntas un tornado de polvo con un panel solar… todo puede ocurrir (y en general saldría mal parado el panel solar con ese polvo arrastrándose sobre él). Pero, imprevisiblemente, la nave salió mejor parada: el panel, que ya comenzaba a generar energía justa debido a que se había recubierto bastante de polvo, se limpió al pasarle el tornado, por lo que comenzó a producir la misma energía que de nuevo, alargando aún más la vida útil del rover (eso sí que es una ayuda venida del cielo).

Más información:

Artículo de la NASA sobre los remolinos de polvo.

Imagen de satélite encontrada a través de Pasa la vida.

II Carnaval de la Física: un paseo por Venus

Venus. Imagen de R. Nunes.

Venus siempre ha sido uno de los objetos más fascinantes que se podía contemplar en el cielo desde la antigüedad, ya que a pesar de que no alcanzaba el brillo del Sol o la Luna, tampoco era una estrella típica, pues su brillo era muy superior al de éstas y se iba moviendo alrededor del Sol a lo largo del año (es el tercer cuerpo más brillante que vemos, por detrás del Sol y la Luna).

Todo esto le daba un encanto especial, algo que seguramente contribuyó a que sea el único planeta que ha recibido un nombre femenino (ya sabéis, estos se guardan para cosas verdaderamente especiales… o catastróficas, como los huracanes. Para el resto de cosas mundanas ya están los nombres masculinos), en concreto, el de la diosa del amor y de la belleza.
Su importancia causó también que algunos calendarios, como el de los Mayas, estuvieran basados en su movimiento, y no en el del Sol o la Luna, como normalmente se hacía.

Debido al extraordinario brillo que presenta, y que únicamente se puede ver en los atardeceres y amaneceres (depende de la época del año), Venus suele ser blanco de numerosos «cazadores de OVNI’s» (no sabría qué nombre darles…) ya que se suele comenzar a ver cuando aún está el crepúsculo y no se ven el resto de estrellas.

Venus a través del telescopio

Conocemos a Venus desde la prehistoria, como un punto muy luminoso en el cielo, pero… ¿cómo lo vemos a través del telescopio?.

Dicho de una forma simple: como la Luna pero sin cráteres.

Así es, en Venus observamos las mismas «fases» que vemos en la Luna: creciente, llena, menguante, nueva,… todo ello como consecuencia de que como es un planeta más cercano al Sol que el nuestro, por lo que podemos verle iluminado por el Sol desde todas las posiciones posibles (cuando se encuentra entre el Sol y la Tierra: «Venus nuevo»; cuando se encuentra en el otro extremo de la órbita: «Venus lleno»; y cuando se encuentra en algún punto de los lados: creciente o menguante, como podemos ver en la imagen).

En cambio, guarda una importante diferencia con la Luna (a parte de las diferencias de tamaño de ambos cuerpos): no vemos ni un solo cráter.
En Venus únicamente vemos un tono uniforme por todo el planeta, sin prácticamente ninguna diferencia de brillo.

Dado que es prácticamente imposible que un cuerpo sea tan homogéneo, la respuesta era clara: está rodeado de una gran capa de nubes que cubren todo el planeta. Además, esto explicaba también que brillase tanto, ya que las nubes aumentan de una forma notable el albedo (cantidad de luz que el planeta refleja en lugar de absorber).

Otra de las peculiaridades de este planeta es que su día (el tiempo que tarda en realizar una rotación) es mayor que su año (tiempo en dar una vuelta alrededor del Sol): unos 243 días terrestres frente a 225 (eso sí que es tener una jornada laboral agotadora). Además, en contra del resto de planetas, Venus rota en dirección contraria al resto. Es decir, el Sol en lugar de salir por el este (en el caso de que quitásemos las nubes…), sale por el oeste y hace el camino contrario hasta meterse por el este.

Especulaciones y exploración

Debido a que Venus tiene un tamaño prácticamente igual al de la Tierra, y que su distancia al Sol no es muy diferente (unas dos terceras partes de la distancia que nos separa a nosotros de éste), siempre ha sido considerado como el hermano gemelo de la Tierra, ya que si tienen unas condiciones bastante similares… es fácil suponer que sus evoluciones han debido de ser similares.

Por este motivo, y basándose en que está recubierto por nubes y que al estar algo más cerca del Sol debe tener una temperatura algo más alta que la de la Tierra, se pensó rápidamente en que Venus debería ser similar a una selva tropical, donde habría fuertes lluvias (como consecuencia de tantas nubes) y reinaba una alta temperatura.

Así pues, se inició la exploración espacial de Venus con altas expectativas de encontrar un «lugar acogedor», con quizá una gran cantidad de flora.
El hecho de que estuviera totalmente cubierto de nubes obligaba a que para examinar su superficie hubiera que mandar sondas que descendieran al planeta.

Así, la clásica guerra NASA – URSS siguió por la exploración de Venus. Principalmente la NASA con sus misiones Mariner y la URSS con las Venera (aunque también tuvieron otras misiones que fueron a Venus).

Después de varias misiones con más o menos éxito (algunas llegaron, otras explotaron en el lanzamiento, muchas otras se averiaron por el camino…), llegaron, a partir del ’63, las Venera 3, 4, 5 y 6, con cápsulas que descendían a la superficie.
Si algo suelen tener las naves rusas es que suelen ser más duras que el pecho de Superman (prueba de ello son las Soyuz, que ahí aguantan sin ningún problema), así que cuando todas estas naves llegaban a la atmósfera de Venus, entraban, y durante la caída dejaban de funcionar, algo malo pasaba.

Por supuesto, salvo la 3, todas fueron enviando datos de la atmósfera, los cuales indicaban que más que tropical, el clima era infernal:
una presión entre 70 y 100 atmósferas (70-100 veces la presión que tenemos nosotros aquí, aproximadamente la que hay en torno a 1 km de profundidad en el océano), temperaturas de más de 200ºC (y eso que descendían «por la noche», en la zona no iluminada del planeta) y una atmósfera compuesta en su mayor parte (97%) de CO2.

Así que con esa presión y temperatura, era lógico que dichas naves no aguantasen ni para llegar a tierra, las cuales literalmente se derretían. Adiós a la idea de junglas tropicales…

Hubo que esperar a la llegada de la Venera 7 el 15 de diciembre del ’70 para tener una sonda en la superficie, la cual consiguió funcionar durante unos 40 minutos.
Las posteriores misiones ya aterrizaron en la parte «de día» de Venus, por lo que ya se las equipó de cámaras fotográficas para retratar la superficie.

Después de todo esto, se supo que la temperatura en la superficie del planeta era «acogedora»: casi 500ºC, y una presión de unas 90 atmósferas, suficientemente alta como para espachurrar cualquier turista que se pasara por ahí.
Además, como cálida bienvenida nos encontramos la capa de nubes de unos 20 km de espesor formadas por ácido sulfúrico y otros elementos «ligeramente corrosivos», las cuales son responsables del efecto invernadero «a lo bestia» que sufre el planeta.

Finalmente, gracias a los mapas que realizó las misiones Magallanes con radar, conocemos cómo es la superficie total de Venus: con grandes llanuras, pocas montañas y una superficie muy reciente (en términos geológicos).

Últimos apuntes

Para finalizar, comentar que Venus, a pesar de su tamaño, no genera ningún campo magnético, como lo hace la Tierra, probablemente debido a la lenta rotación del planeta.
A su vez, esta inédita rotación se piensa que es debida a algún impacto con algún gran objeto en los comienzos del Sistema Solar, lo que provocó que se «girase» casi 180º (de forma que inicialmente sí giraba como el resto, pero al darse media vuelta parece que gira al revés).
Siendo bastante probable que aún sea geológicamente activo, es decir, que también hay grandes erupciones en la superficie del planeta.

Y por último, decir que a partir de los meses de mayo-junio será cuando le volveremos a ver en todo su esplendor en los atardeceres, ya que actualmente se encuentra junto al Sol, desde nuestra perspectiva.

Más información:

En Wikipedia (y en la versión inglesa, que tiene un gran número de referencias).

Exploración rusa de Venus, en espacial.org.

Página sobre Venus.

Imágenes de la NASA.

imágenes de las Venera.

Carnaval de la Física.

Agujeros negros

De la página de Sixty Symbols que ya comenté hace un tiempo aquí tenemos este vídeo donde se explica de una forma sencilla algunas características de los agujeros negros, como es su radio de Schwarzschild.

Qué es un agujero negro

Un agujero negro no es más que un objeto que tiene una densidad tan alta que la gravedad que produce no deja escapar ni la luz (y por ende, nada, ya que la luz es lo que más rápido viaja en el Universo).

Con esta definición, tan simple, ya podemos eliminar tantos prejuicios o misterios que normalmente se les suele achacar a estos cuerpos.

Cómo se producen

Ahora bien, ¿cómo un objeto puede llegar a convertirse en agujero negro?… o, ¿»nacen» ya siendo agujeros negros?.
Aquí es donde podemos descartar la mayoría de «teorías» que se pueden ver en películas o leer en artículos y libros… ya que los agujeros negros no se producen tan fácilmente como podemos ver a veces.
Lo más habitual, es durante la muerte de una estrella muy masiva. Cuando ésta llega al final de su vida, su núcleo comienza a no producir suficiente energía como para aguantar todo el peso que soporta (todo el gas del resto de la estrella), por lo que toda la estrella «cae» hacia su centro.

Aquí, normalmente los átomos (o lo que queda de ellos, que básicamente son los núcleos de los átomos) consiguen aguantar todo el peso de la estrella por lo que este gas cae hacia el centro hasta un punto dado, momento en el cual rebota y sale a gran velocidad hacia el espacio. Es entonces cuando se produce una supernova, la estrella acaba de explotar como consecuencia de la rápida compresión que acababa de sufrir.

Sin embargo, si la estrella es lo suficientemente masiva, su núcleo no es capaz de soportar todo el peso de la propia estrella, por lo que todo se comprime indefinidamente. Es entonces cuando se produce un agujero negro.
Lo que queda es un cuerpo extremadamente compacto, tan denso que la velocidad que necesita cualquier objeto para escapar de su superficie (como en la Tierra, la velocidad que necesita una nave para escapar al espacio es de unos 11 km/s) es superior a la velocidad de la luz, por lo que ni ésta puede escapar de su superficie.

Por esta razón no le podemos «ver» como tal ya que no emite ningún tipo de luz. (Realmente, alrededor del agujero negro se generará un disco de polvo, y éste sí emite luz, que es lo que nos sirve para «ver» los agujeros negros, aunque realmente lo que vemos es este disco).

Cuestión de tamaños

Ahora bien, ¿hasta qué punto hay que comprimir un objeto para que se convierta en un agujero negro?. Para verlo más fácilmente, supongamos que queremos convertir la Tierra en uno de estos cuerpos.
«Sólo» tendríamos que comprimirla en una bola de unos 8 mm (sí, milímetros) de radio, así que ya podemos imaginar las condiciones tan maravillosas que se deben de producir en una estrella gigante para que acabe siendo un agujero negro.

En cambio para el Sol, debido a su gran masa, sería suficiente con apretujarle hasta tener el tamaño de una montaña para que pasase a ser un agujero negro. Aunque esto es algo que no ocurrirá ni al final de su vida, ya que es demasiado pequeño para que pudiera colapsar tanto. Y aunque ocurriese, podemos estar seguros que la Tierra seguiría su órbita alrededor del Sol in inmutarse, ya que la gravedad con que nos atrae cualquier cuerpo (ya sea una agujero negro o una estrella o un boli) es proporcional a su masa, y dicho agujero negro tendría la misma masa que el Sol. Solo notaríamos un «pequeño» descenso de la luz (o dicho de otra forma, nos quedaríamos totalmente a oscuras).

Los agujeros negros en el Universo

Desde hace más de medio siglo, cuando se comenzó con la descripción matemática de estos cuerpos, hasta hoy, se ha avanzado mucho en la comprensión y conocimiento de estos cuerpos. Hasta tal punto que conocemos que en el centro de prácticamente cualquier galaxia hay, al menos, un agujero negro.
Y no de una masa similar a la de una estrella, sino a la de miles o millones de estrellas.

Además de otros tantos agujeros más «normalitos» que hay en cada galaxia, varios de ellos formando sistemas dobles en los que orbitan conjuntamente con una estrella (ambos giran entre sí).

Visto en Microsiervos.

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.