Comportamiento de sistemas planetarios en agrupaciones estelares

Las estrellas nacen a partir de acumulaciones de gas y polvo, fundamentalmente hidrógeno pero también otros elementos más pesados como helio, carbono u oxígeno, que son menos abundantes, así como otras moléculas más complejas. Cuando esa acumulación alcanza una masa mínima, colapsa y la estrella empieza a formarse. Sin embargo, no todo el gas que colapsa para formar la estrella, termina formando parte de la misma. Cerca del 99% de ese gas forma parte de la estrella final pero, ¿qué pasa con el 1% restante?

En el caso de la acumulación que dio lugar a la formación del Sol, ese 1% somos tú, yo, el ordenador en el que yo estoy escribiendo y tú leyendo, el planeta tierra, el resto de planetas del sistema solar, el cinturón de asteroides y otros cuerpos menores.

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Concepción artística de un sistema planetario (Fuente: Wikimedia Commons)

Las estrellas nacen a partir de acumulaciones de gas y polvo, fundamentalmente hidrógeno pero también otros elementos más pesados como helio, carbono u oxígeno, que son menos abundantes, así como otras moléculas más complejas. Cuando esa acumulación alcanza una masa mínima, colapsa y la estrella empieza a formarse. Sin embargo, no todo el gas que colapsa para formar la estrella, termina formando parte de la misma. Cerca del 99% de ese gas forma parte de la estrella final pero, ¿qué pasa con el 1% restante?

En el caso de la acumulación que dio lugar a la formación del Sol, ese 1% somos tú, yo, el ordenador en el que yo estoy escribiendo y tú leyendo, el planeta tierra, el resto de planetas del sistema solar, el cinturón de asteroides y otros cuerpos menores.

Que una estrella se forme aislada del resto sin formar ninguna asociación de dos, tres o cientos de estrellas no suele ser normal. Nuestro Sol también se formó en una nube de gas y polvo donde se formaron otras estrellas al mismo tiempo. Fue la interacción gravitatoria entre las propias estrellas las que hicieron que se separaran unas de otras. Con respecto a esto, el Sol, al igual que muchas otras estrellas, un caso aparte, ya que la gran mayoría de las estrellas que vemos son en realidad sistemas dobles o múltiples. Se encuentran tan ligados gravitacionalmente que no se separarán nunca.

Si cuando se forma una estrella el 1% del material sobrante puede formar cuerpos planetarios alrededor suyo, es normal pensar que cada estrella dentro de una agrupación estelar como los cúmulos globulares o los cúmulos abiertos pueda tener planetas a su alrededor. Si no todas, al menos una podría tener un planeta. Pero, si las interacciones gravitatorias entre estrellas pueden llegar a hacer que alguna abandone la agrupación, como en el caso del Sol, es altamente probable que el planeta sea expulsado de la estrella en la cual fue formado también.

Por otro lado, al igual que en nuestro sistema solar tiene varios planetas, las estrellas de una agrupación pueden tener también varios planetas cada una. Esto añade un grado más de inestabilidad gravitatoria en las interacciones que complica su estudio.

Si un planeta abandona la estrella que lo hospedaba en sus comienzos, dentro de un cúmulo de estrellas, puede llegar a ocurrir que gracias a la gravedad sea capturado por otra estrella. De esta manera el proceso se puede repetir hasta que, en algún momento, el planeta abandone por completo la agrupación de estrellas.

Hasta ahora, el descubrimiento de planetas extrasolares parece que confirma estas hipótesis. Se han encontrado más planetas alrededor de estrellas relativamente aisladas, es decir, puede haber más planetas alrededor de sistemas dobles o triples, que en estrellas pertenecientes a agrupaciones más numerosas, lo cual sugiere que las interacciones gravitatorias entre las estrellas de la agrupación ejercen un papel destructivo en el mantenimiento de planetas orbitando alrededor de sus estrellas originales o, incluso, perteneciendo al cúmulo.

Sin embargo, para confirmar estas hipótesis, no sólo es necesario observar, también se necesita realizar simulaciones de sistemas multiplanetarios en agrupaciones estelares para confirmar los modelos teóricos que nos permitan entender cómo es el comportamiento real de estos sistemas. Estas simulaciones, hasta ahora, no han conseguido ayudar mucho debido a la complejidad de las mismas ya que hay considerar unos rangos de velocidades, masas y posiciones muy amplios que no se conocen muy bien. Por ello, todavía se sigue investigando para mejorar los modelos y confirmar las observaciones.

Por otro lado, otra posible solución podría ser que el proceso de formación de planetas es mucho menos eficiente en este tipo de agrupaciones estelares y resulte que en realidad no sabemos nada todavía… Esto, precisamente, es lo divertido de la ciencia.

Referencias

M.B.N. Kouwenhoven, Qi Shu, Maxwell Xu Cai, and Rainer Spurzem. Planetary Systems in Star Clusters

 

¿Qué diferencia a la astronomía de otras ciencias?

Normalmente pensamos que lo nuestro es lo mejor y lo más importante. Sobre todo cuando nos da de comer, por lo que queremos que lo nuestro sea lo más importante y así haya más dinero para que podamos “comer” más.

No voy a decir que la astronomía es la mejor rama de la ciencia y la más importante. Pero sí voy a decir que la astronomía es, en algunos aspectos, muy diferente a otras ramas de la ciencia.

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La ciencia se basa en una mezcla de desarrollos teóricos y experimentales. Unas veces la teoría va antes que la experimentación y otras veces es al revés. Se puede crear una teoría que explique algo y después reproducir en un laboratorio las condiciones que puedan probar lo que dice la teoría o al revés. Cuando estas condiciones se reproducen en un laboratorio es factible poder reproducirlas no sólo una vez, sino varias veces hasta conseguir un resultado que sea estadísticamente significativo.

En astronomía eso no pasa frecuentemente. Ni siquiera unas pocas veces.

La astronomía es una ciencia observacional. Esto implica que para poder decir algo sobre el comportamiento del universo en general o un objeto celeste en particular tenemos que observarlo. Y ahí surge el problema. No podemos ir a una galaxia lejana, prepararla de manera que podamos comprobar nuestra teoría, medir y luego volver a prepararla para repetir la medida.

Cuando observamos nos tenemos que aguantar y medir lo que la galaxia nos está ofreciendo en ese momento – o mejor dicho, en el momento en el que la luz que medimos salió de esa galaxia porque puede que en la actualidad, en esa galaxia, sea todo muy diferente. Si en ese determinado momento no podemos conseguir toda la información que queremos, tendremos que volver a observar en otro momento (dependiendo del tiempo de observación que tengamos en el instrumento que estamos usando) y volver a medir. En este momento puede que las condiciones hayan cambiado y lo que queremos observar haya cambiado.

Esto quiere decir que la astronomía trabaja con lo que el universo le da. No podemos pedirle que nos muestre algo que queremos estudiar ni esperar a que nos lo muestre, ya que podría ser que ese algo nunca ocurriera durante nuestra vida.

Pero la astronomía también es diferente en otros aspectos. Aunque no en todas, en muchas ramas de la ciencia podemos tocar, pesar, medir y hacer mil cosas con el montaje experimental para obtener resultados. En astronomía sólo disponemos detectar la luz que nos llega. Es cierto que con esa luz podemos medir (por ejemplo el tamaño de una galaxia), pesar (o mejor dicho determinar la masa de una estrella) y hacer mil cosas con esa luz (como saber cuál es el campo magnético del objeto que estamos observando o incluso ¡determinar la cantidad de materia oscura que hay en algún lugar!), pero no disponemos de nada más, aparte de la luz.

Además, la astronomía necesita de otras ramas de la ciencia para entender la luz que nos llega: química, biología e incluso geología… pero precisamente por esa limitación que existe con respecto a la información que recibimos a través de la luz, la astronomía no es capaz de ser muy precisa en cuanto al uso que hace de esas otras ramas.

Si hablamos de la química, la polémica está servida. El hidrógeno y el helio son gases a temperatura ambiente, como también lo es el oxígeno. El hierro es un metal, pero también lo es el plomo. Sin embargo, se estima que el 74% de la materia ordinaria del universo (olvidémonos de la materia y energía oscura) es hidrógeno y el 24% es helio, así que sólo el 2% restante es todo lo demás, es decir, todos los elementos de la tabla periódica. Debido a esa abundancia escasa de elementos más pesados que el hidrógeno y helio, los astrónomos denominan a todos esos elementos más pesados “metales”, aunque se puedan detectar fácilmente a través de espectroscopía. Es común, cuando se habla del contenido de material de una estrella, hablar de metalicidad.

Más llamativo, cosa que molesta a los químicos con razón, es como se representa la metalicidad (o más correctamente el índice de metalicidad). Todos sabemos que el hierro es un metal y se representa por el símbolo Fe. Como todo lo que no es hidrógeno y helio se considera un metal, los astrónomos utilizan el símbolo [Fe/H] para representar el logaritmo del cociente entre la abundancia de metales en una estrella y la abundancia solar. Se toma como referencia el Sol por ser una estrella que conocemos bien. En el caso del sol [Fe/H]=0.

Por otro lado, en los últimos años se están descubriendo multitud de planetas extrasolares y se especula mucho sobre la potencial capacidad de éstos para albergar vida. Aquí la astronomía se une a la biología para, cuando se descubre un exoplaneta, decir si es potencialmente habitable o no. El problema es que, salvo en poquísimas ocasiones, el planeta no es observable directamente, y eso no quiere decir que podamos observar su superficie y decir si hay vida en ella o no. Los astrónomos hablan de la zona de habitabilidad alrededor de una estrella. En esa zona, según la temperatura de la estrella, se puede hablar de la posible existencia de agua líquida, que desde el punto de vista de la biología es fundamental para la vida, ya que es uno de los mejores disolventes que existen.

Sin embargo, el hecho de que un planeta esté en la zona de habitabilidad no implica que exista vida en su superficie, ni que sea habitable por los humanos (como es el caso de Marte en el sistema solar, salvo que hagamos un proceso de terraformación) ni que exista agua en estado líquido permanente (pueden existir acoplamientos de marea entre el planeta y la estrella que hagan que una cara del planeta esté siempre de cara a la estrella, evaporándose el agua, y la otra nunca reciba luz, congelándose). Aunque la astronomía usa el concepto biológico de que el agua es fundamental para la vida tal y como la conocemos, la falta de información que tenemos en la luz que recibimos, hace que se tenga que hacer un uso parcial de la biología en la astronomía.

En resumen, la astronomía no será la rama de la ciencia más importante de todas, pero sí que es algo diferente y, como todas las ramas de la ciencia, necesita de otras disciplinas para poder realizarse, aunque a veces el uso que se hace de esas otras disciplinas no sea del todo estricto…

Referencias

Metalicidad en Wikipedia.

Un punto rojo pálido: a vueltas con la habitabilidad de Próxima b

Tercer cumpleblog

Resulta, que me he dado cuenta, que hoy hace tres años que abrí el blog. No había pensado en celebrarlo ni nada de eso, sobre todo después de no celebrar el segundo cumpleblog por temas personales. Pero he pensado en improvisar algo rápido para celebrarlo y sobre todo para daros las GRACIAS.

La verdad es que abrí el blog sólo con la intención de escribir para mí y si alguien más lo leía mejor. Quería seguir unido a lo que más me gusta, la ciencia, e intentar escribir sobre cosas que conocía para no olvidarlas. El resultado ha sido que no he olvidado todo lo que aprendí en la carrera. Además he aprendido cosas nuevas a base de leer para documentarme y luego escribir.

Pero lo mejor es todo lo que me ha pasado en paralelo al blog. Empecé uniéndome a un proyecto que me encanta, las Tertulias Literarias de Ciencia donde unimos lectura y ciencia y comentamos los libros que leemos tanto en el blog como a través de Twitter con el hashtag #TertuliasCiencia. También me uní a la asociación Hablando de Ciencia donde también he colaborado escribiendo algunos artículos y donde hay gente fantástica que sabe mucho y comparte todo lo que sabe. Desde @Principia_io también me ofrecieron escribir algo para su revista-web y, como no sé decir que no, me tiré a piscina y cuando se me ocurre algo interesante que encaje con ellos, son tan agradecidos que hasta me lo publican. El año pasado también me embarqué en la organización del Festival Pint of Science en Madrid y, a pesar del trabajo que llevó, me lo pasé como un niño con la organización y con los tres maravillosos días del evento.

¿Y a partir de ahora, qué?

Si todo va bien, en menos de un mes daré mi primera charla de divulgación (con lo malo que soy hablando en público y lo tímido que soy, todavía estoy sorprendido de haber aceptado la invitación para hacerlo).

Seguiré participando en las Tertulias Literarias de Ciencia (¿os he dicho ya que me encantan?).

También seguiré escribiendo en Hablando de Ciencia y colaborando con ellos en todo lo que pueda.

Por supuesto seguiré apoyando en todo los que pueda a mis amigos de Principia.

Con Pint of Science… bueno, creo que va a haber cambios ahí que, a lo mejor, hacen que abandone un poco el blog, pero… sí, voy a seguir colaborando con Pint of Science mucho más e intentando acercar la ciencia y a los científicos a los bares de toda la geografía española.

Y si sale algo más… creo que estoy empezando a comportarme de una manera un poco suicida (en el buen sentido de la palabra) en cuanto a la ciencia y su divulgación, así que puede que también me embarque en otras historias.

Pero lo mejor de todo sois todos vosotros. Los que perdéis un rato de vuestro tiempo leyendo lo que escribo y los que no. Los que os conozco personalmente o sólo virtualmente a través de redes sociales.

Sólo puedo decir:

¡GRACIAS!

Arqueoastronomía

Esta entrada fue publicada previamente en Hablando de Ciencia. Pulsa en la imagen para ver la versión original.

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Cuando se pone el Sol empieza uno de los mayores espectáculos de los que se puede disfrutar: el cielo nocturno. Esto siempre ha sido así, no sólo ahora que podemos observar con fantásticos telescopios, también en los tiempos de otras civilizaciones antiguas. Podemos remontarnos a los tiempos de los egipcios o incluso ir más atrás y llegar al neolítico.

A pesar de que el cielo ha sido prácticamente el mismo para todas las civilizaciones (salvo pequeños desplazamientos de estrellas o los movimientos de los planetas), el uso que hemos dado a las observaciones ha sido diferente. Ahora observamos para entender cómo funciona el universo, pero ¿cuál era la intención de las observaciones que llevaban a cabo las antiguas civilizaciones?

Aquí entra en juego una rama multidisciplinar, y relativamente nueva, de la ciencia: la arqueoastronomía.

En sus comienzos, el interés se centraba en buscar el interés astronómico de los hallazgos arqueológicos. Esta era una tarea, principalmente, de interés para los astrónomos y era conocida como arqueoastrología, ya que se centraba en conocer las prácticas astronómicas de las civilizaciones antiguas. En el momento en el que se empezó a vislumbrar un interés antropológico para conocer el uso que las diferentes civilizaciones daban de los fenómenos astronómicos, y el papel que estos jugaban en sus culturas, el campo de la astroarqueología se abrió mucho más y dio lugar a la arqueoastronomía.

Se podría fechar el comienzo de la arqueoastronomía a finales del siglo XIX y comienzos del siglo XX cuando se comenzaron a proponer ideas para explicar un posible origen astronómico de algunos complejos arqueológicos en Gran Bretaña, como es el caso de Stonehenge. De hecho, los primeros estudios serios sobre Stonehenge y las pirámides de Egipto, realizados por Lockyer, se consideraron como modelos para realizar estudios sobre arqueoastronomía.

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Gran pirámide de Guiza (Fuente: Nina Aldin Thune, Wikimedia Commons)

Tras estos estudios comenzaron a surgir muchos otros que se centraban en Mesopotamia, Egipto o, incluso, culturas pre-colombinas.

Sin embargo, también hubo estudios que dieron lugar a la concepción de que algunos de estos complejos astronómicos eran considerados como unos avances con tintes pseudocientíficos (a veces se ha llegado a sugerir que eran construidos con la ayuda de avanzadas civilizaciones extraterrestres, como es el caso bien conocido de las pirámides de Egipto). Un estudio de 1965, realizado por Gerald Hawkins, de Stonehenge indicaba que se trataba de un sofisticado “ordenador” para calcular la posición del Sol, la luna e incluso los eclipses. En 1979, Renfrew demostró que este estudio había obviado totalmente importantes aspectos arqueológicos y paleoétnicos. No obstante, en el resto de la sociedad el mensaje que quedó, y que se ha transmitido hasta nuestros días, es el del “ordenador” avanzado y no los errores cometidos en el estudio.

Aunque los errores no suelen ser buenos, el error cometido en el estudio sobre Stonehenge dio lugar al afianzamiento en la metodología para realizar estudios arqueoastronómicos: para estudiar el impacto de los cuerpos celestes en las civilizaciones antiguas no basta con estudiar los complejos astronómicos, también hay que tener en cuenta el contexto cultural. Además se han mejorado y tenido más en cuenta los métodos estadísticos a la hora de hacer públicos los resultados.

De hecho, en arqueoastronomía, al menos dos, o incluso tres, de los siguientes aspectos se tienen que cumplir para poder decir que un cierto complejo arqueológico presenta una alineación de interés astronómico:

  • Tiene que tener una significación estadística de al menos 3σ.
  • La intencionalidad del complejo tiene que tener una evidencia arqueológica.
  • Si es posible, el descubrimiento tiene que estar apoyado por evidencias antropológicas o etnográficas.

La razón de que se tengan que cumplir algunos de estos aspectos se puede entender si consideramos, por ejemplo, que cierto complejo arqueológico tiene, por casualidad, una alineación de interés astronómico debido a que está situado sobre un terreno en pendiente, es decir, no tiene una intencionalidad, a pesar de que la alineación sea completa.

¿Qué fenómenos astronómicos son los que daban lugar a la posible creación de un complejo dedicado a su observación? Está claro que ahora podemos detectar muchos más fenómenos que en la antigüedad debido a las técnicas y tecnologías que utilizamos para observar, pero antes la única herramienta era el ojo desnudo. Además, las observaciones se realizaban debido a que existía algún motivo vital para ello, como podía ser, en el caso de Egipto, las inundaciones por la crecida del Nilo.

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Stonehenge, Condado de Wiltshire, Inglaterra. (Fuente: Diego Delso, Wikimedia Commons)

Uno de estos fenómenos era la salida y puesta del Sol. Lo importante del Sol no es que saliera y se pusiera todos los días, sino que su salida y puesta variaba a lo largo del año tanto en el instante como en la posición en el horizonte. Esto se debe a la inclinación del eje de la tierra con respecto al plano orbital de la tierra alrededor del Sol.

Por otro lado, el comienzo del verano tiene lugar cuando el Sol está en el lugar más alto sobre el horizonte al medio día y en el lugar más bajo al comienzo del invierno. Este hecho marca la cantidad de luz y de calor que recibe la tierra a lo largo de los meses siguientes, por lo que, desde el punto de vista de la agricultura en las civilizaciones antiguas, era muy importante conocer el momento de inicio y fin de las estaciones.

La luna también era interesante. Aunque los periodos entre lunas llenas (o cualquier otra fase) son más cortos que los del Sol, su interés podía estar centrado en una manera de contar los meses transcurridos. Además, durante una luna llena, la luz solar que ésta refleja sobre la tierra por la noche es mayor permitiendo la caza o la pesca nocturna. Conocer los periodos entre lunas llenas, ayudaría a planificar estas actividades.

Las estrellas y su posición relativa en el cielo eran también importantes. Por poner un ejemplo, que ya se ha mencionado antes, la crecida del Nilo coincidía con la salida por el horizonte de la estrella Sirio, en la constelación del Can Mayor.

Estos fenómenos son periódicos en su naturaleza, pero también hay otros fenómenos, que podrían haber sido de interés para las civilizaciones antiguas, como son los cometas o alguna supernova. Sin embargo, no hay indicios sobre si se llegaron a utilizar de alguna manera.

La arqueoastronomía es una rama de la ciencia relativamente joven que requiere del conocimiento de muchas otras ramas, además de la astronomía o la arqueología: geología, paleobotánica, antropología… Sólo a través del conocimiento conjunto, se podrán comprender todos los misterios que aún nos quedan por conocer de las civilizaciones que nos precedieron.

 

Referencias

Podcast Coffee Break: Ep23: Stonehenge; Pirámides; Antiguo Egipto; Nada de Esoterismos, Sólo Ciencia: Arqueoastronomía

The dawn of Astronomy. A study of the temple-worship and mythology of the ancient Egyptians. J. Norman Lockyer

Case study of three of the most famous claimed archaeoastronomical alignements in North America. Schaefer B.E.

Archaeoastronomy and the orientation of old churches. A.Gangui

¿Qué es una estrella?

 

La primera definición de estrella que escuché fue la siguiente: “Una estrella es una esfera autogravitante de gas”. Esta definición es correcta en el sentido que, efectivamente, es una esfera sometida a la acción de la fuerza de la gravedad, es decir, la propia masa de la estrella, compuesta de gas, y el hecho de que la fuerza gravitatoria tenga una simetría radial hace que tome la forma de una esfera.

Sin embargo, ¿es esta definición no es completa? Debería decir algo sobre si se puede ver o no, es decir, sobre si emite radiación en forma de luz visible, infrarroja, ultravioleta…

Se dice que una estrella comienza su etapa de secuencia principal, esto es, empieza su vida como estrella, cuando hay reacciones nucleares de fusión en su núcleo y por lo tanto empieza a emitir radiación.

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Imagen de la estrella supergigante roja Betelgeuse, en la constelación de Orión. (Fuente: Hubble Space Telescope. Imagen mejorada por NASA)

Las reacciones nucleares de fusión consisten en la conversión de Hidrógeno (H) en Helio (He). Un átomo de H está formado por un protón en el núcleo y un electrón a su alrededor. Un átomo de He tiene dos protones y dos neutrones en el núcleo y dos electrones a su alrededor. Las temperaturas que se alcanzan en el interior de una estrella hacen que los átomos estén totalmente ionizados, es decir, que los electrones no estén ligados a los núcleos y estén circulando por la estrella sin ligarse a los núcleos atómicos. Por tanto, las reacciones nucleares de fusión tengan lugar entre los núcleos de H para dar núcleos de He. Pero si un núcleo de H tiene un protón y un núcleo de He tiene dos protones y dos neutrones, ¿cómo es posible convertir que si se fusionan dos núcleos de H se produzca un núcleo de He? Si contamos, al principio tenemos dos protones (dos núcleos de H) y terminamos con dos protones y dos neutrones (un núcleo de He).

La explicación es que es imposible que simplemente a partir de dos núcleos de H se forme uno de He. Se necesitan más de dos núcleos de H y no es posible convertir el H en He directamente sino paso a paso en lo que se conoce como cadena protón-protón (o cadena pp). Además los procesos de fusión nuclear dependen muy fuertemente de las condiciones de presión y temperatura en el interior de la estrella, por lo que, dependiendo de éstas, podemos tener tres tipos de cadenas pp. Veamos cuáles son:

  • Cadena ppI:

1H + 1H -> 2H + e+

2H + 1H -> 3He

3He + 3He -> 2 1H + 4He

En estas reacciones vemos que el H y el He tiene unos superíndices a la izquierda. Estos superíndices indican el número másico, es decir, la suma del número de protones y neutrones que hay en el núcleo. El símbolo e+ indica un positrón (antipartícula del electrón). Cuando aparece un positrón, quiere decir que un protón se ha desintegrado, vía desintegración beta, y se convierte en un neutrón. De ahí que en la segunda reacción veamos un 2H, es decir un núcleo de hidrógeno con un protón y un neutrón. Este neutrón es el responsable de que el He pueda tener neutrones en su núcleo a partir de núcleos de H que no tienen neutrones. A este núcleo de H con un protón y un neutrón se le conoce como deuterio. Quedaos con el deuterio ya que volveremos a hablar de él más tarde.

  • Cadena ppII:

3He + 4He -> 7Be

7Be + e- -> 7Li

7Li + 1H -> 2 4He

Aquí aparecen 7Be y 7Li que son respectivamente un isótopo de berilio y uno de Litio.

  • Cadena ppIII:

3He + 4He -> 7Be

7Be + 1H -> 8B

8B -> e+ + 8Be

8Be -> 2 4He

Aquí también tenemos 8B que es un isótopo del Boro.

En estas reacciones, además de los productos de fusión se emiten neutrinos como consecuencia de las desintegraciones de cada núcleo y fotones, es decir, radiación. Partiendo de núcleos de hidrógeno, hemos llegado a un núcleo de He y hemos obtenido luz. La estrella ya es una esfera autogravitante de gas que emite luz y es, por lo tanto, un estrella.

En el origen del universo, en la nucleosíntesis primordial, se formó mucho H y He, aunque también pequeñas trazas de elementos más pesados como Li y Be. De ahí que pudieran formarse estrellas, a través de agrupaciones de masa sometidas a la fuerza de la gravedad que dieran lugar a los procesos de fusión nuclear a través de las cadenas pp. Estas estrellas, se conocen con el nombre de estrellas de tercera generación. Estas estrellas eran muy masivas y evolucionaron muy rápidamente hasta consumir todo el hidrógeno y terminar como explosiones de supernova. Por procesos sucesivos de fusión durante la vida de la estrella se van generando elementos más pesados como Carbono (C), Nitrógeno (N), oxígeno (O) y así sucesivamente hasta llegar a más pesados como el Hierro (Fe). En una explosión de supernova, estos elementos se incorporan al medio interestelar y se unen a las nubes moleculares de gas que darán lugar a nuevas estrellas. Estas nuevas estrellas incorporarán en su gas estos elementos, por lo que también pueden participar de las reacciones de fusión para convertir H en He.

En efecto, en estrellas más jóvenes, como es el caso de nuestro Sol (que se considera una estrella de primera generación), además de las cadenas pp la generación de He a partir de H se da también por el conocido cicle del carbono o ciclo CNO. En este ciclo, el C, N y O intervienen en la fusión de H para convertir cuatro núcleos de H en un núcleo de He, de dos maneras diferentes:

12C + 1H -> 13N

13N -> e+ +13C

13C + 1H -> 14N

14N + 1H -> 15O

15O -> e+ + 15N

15N + 1H -> 4He + 12C

Vemos que se forma He y además volvemos a recuperar el 12C que teníamos inicialmente.

La otra rama del ciclo CNO es la siguiente:

15N + 1H -> 16O

16º + 1H -> 17F

17F -> e+ +17O

17O+ 1H -> 4He + 14N

Aquí además vemos que se forma Fluor (F). Aquí también, se emiten fotones y neutrinos en los sucesivos pasos, por lo que también se genera luz que hace brillar a la estrella.

Puede parecer que este ciclo es algo extravagante ya que la conversión de H en He a través de las cadenas PP son más importantes debido a que el H es el elemento más abundante del universo. Pero, lo cierto es que en estrellas cuyos núcleos tienen temperaturas algo superiores a las de nuestro Sol, ¡el ciclo CNO predomina sobre las cadenas PP!

De acuerdo, ya tenemos una esfera autogravitante de gas que emite radiación, pero ¿son todas las esferas autogravitantes de gas que emiten radiación estrellas?

Una respuesta rápida es NO. Pero hay que particularizar.

Cuando una estrella se encuentra en su fase de formación en el interior de su nube molecular (protoestrella), se encuentra sometida a la acción de su propia fuerza gravitatoria. Esta fuerza hace que se comprima el gas en su interior y se caliente, pero en sus primeras fases, la temperatura no es lo suficientemente alta como para que comiencen las reacciones de fusión nuclear de H en He y sin embargo se emita luz. Sin embargo, la clave está en el H. Si volvéis a las reacciones anteriores de las cadenas pp y el ciclo CNO veréis que el H siempre se escribe como 1H. También os he pedido que recordarais el término deuterio 2H.

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Expulsión de material en forma de Jets de una protoestrella (Fuente: IAC. 
Crédito: Patrick Hartigan/Rice University)

En una estrella, la fusión de H en He se lleva a cabo a partir de núcleos de H normal, es decir 1H. Sin embargo, en el universo hay cantidades pequeñas, pero no despreciables de 2H. Sucede que, como hemos comentado antes, la fusión de H requiere de unas condiciones de temperatura y presión determinadas. Para el 1H, la temperatura requerida es muy alta, mucho más que para el 2H.

El 2H tiene un protón y un neutrón, por lo tanto si dos núcleos de 2H se fusionan, podemos tener un núcleo de 4He en un solo paso ya que este tiene dos protones y dos neutrones. Exactamente los que tiene la suma de dos núcleos de deuterio.

En las protoestrellas la temperatura, debido a la contracción gravitatoria no es lo suficientemente alta como para fusionar 1H en su interior, pero sí lo suficiente como para fusionar 2H. Para fusionar 1H se necesitan temperaturas de diez millones de grados Celsius, para fusionar 2H basta con que se alcancen temperaturas de un millón de grados Celsius.

En esta fusión de deuterio se emite luz que es, precisamente, la luz que podemos observar en las protoestrellas.

Es decir tenemos una esfera autogravitante de gas que emite luz pero que no es una estrella.

Hemos llegado a una situación en la que tenemos dos tipos de esferas autogravitantes de gas que emiten luz. A un tipo de ellas podemos llamarlas estrellas y al otro no y las llamamos protoestrellas. Ocurre que una protoestrella es simplemente la fase anterior a una estrella, ¿o no?

Pues otra vez, NO. O más bien, no siempre. Para que una protoestrella pase se ser eso, una protoestrella, a ser una estrella, la temperatura en su interior debe pasar del orden de un millón de grados Celsius a diez millones de grados Celsius para poder pasar de la fusión del deuterio 2H a la fusión del hidrógeno 2H. Con la fusión del 2H la temperatura aumenta, al mismo tiempo que la contracción gravitatoria hace que la temperatura aumente también. Sin embargo, hay ocasiones en las que no se alcanzan las temperaturas de diez millones de grados Celsius necesarias para fusionar 1H.

Como hemos dicho, en la nucleosíntesis primordial al comienzo del universo y en las explosiones de supernova se forman elementos más pesados. Uno de ellos es el Litio. Resulta que el Litio, necesita una temperatura de sólo dos millones y medio de grados Celsius para fusionarse. Cuando se alcanza esa temperatura, se emite radiación. Una esfera autogravitante de gas que tiene una temperatura superior a los dos millones y medio de grados Celsius, ya no es una protoestrella, pero tampoco es una estrella porque no está fusionando 1H. ¡Y sin embargo, emite luz! ¿Qué es esto entonces? Seguro que habéis escuchado hablar de unos objetos conocidos como enanas marrones. Pues sí, una esfera autogravitante de gas que emite luz, que no fusiona 1H y que no es una protoestrella, pero que emite luz es una enana marrón. De hecho podemos determinar cuando hemos encontrado una enana marrón observando si tiene Li o no y en que cantidad.

Enana marrón

Imagen artística de la enana marrón 2MASSJ22282889-431026 (Fuente: Wikimedia Commons)

¿Y que pasa cuando una esfera autogravitante de gas no emite luz? Aquí ni siquiera necesitamos recurrir a telescopios para observarlo. Podemos salir a la calle en una noche despejada y observar Júpiter. En efecto, tenemos un planeta, o hablando de manera más general, un objeto sub estelar. Los objetos sub estelares no han alcanzado la temperatura suficiente como para fusionar deuterio, es decir, su núcleo no llega a tener, ni siquiera, un millón de grados Celsius, y por lo tanto no puede emitir luz, simplemente es capaz de reflejar la luz que le llega desde otra estrella.

Jupiter_by_Cassini-Huygens

Júpiter visto por la sonda Cassini-Huygens

Por lo tanto, no todo lo que vemos en el cielo es una estrella y mucho menos es, lo que decía la primera definición de estrella que escuché, una esfera autogravitante de gas.

Referencias

Surdín, V.G. 2000 Formación estelar. Editorial URSS

Bohm-Vitense, E. 1992. Introduction to Stellar Astrophysics Vol.3.

Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press.

Supernovas y neutrinos

El neutrino es una de las partículas más misteriosa que existe. Desde que fue propuesto por Pauli en 1930, para explicar la no conservación de la energía en las desintegraciones beta, hasta que se observó y se descubrió que no sólo existía una clase de neutrino y que este podía oscilar entre los diferentes «sabores», el objetivo de los físicos de partículas ha sido entender todas sus propiedades físicas y como interacciona con otras partículas.

Se ha tratado, por tanto, de una búsqueda de conocimiento del neutrino en sí mismo.

Pero los neutrinos no sólo sirven para aumentar nuestro conocimiento respecto a la propia partícula, sino que también nos ayudan a entender el universo y como se producen algunos fenómenos tan fascinantes como son las explosiones de supernova.

This image shows the remnant of Supernova 1987A seen in light of very different wavelengths. ALMA data (in red) shows newly formed dust in the centre of the remnant. Hubble (in green) and Chandra (in blue) data show the expanding shock wave.

Resto de la supernova 1987A (Fuente: Wikipedia)

Sabemos que hay tres sabores o tipos de neutrinos: neutrinos electrónicos, neutrinos muónicos y neutrinos tau. En una explosión de supernova, no se producen todos los tipos de neutrinos al mismo tiempo y son emitidos simultáneamente al espacio con la misma energía. Muchos de estos neutrinos se producen en el colapso del núcleo de la estrella. Al menos eso es lo que se piensa a través de modelos teóricos y simulaciones ya que no entendemos muy bien la dinámica del colapso. La observación de neutrinos procedentes de supernovas, promete ser una fuente de información importante para entender el proceso que tiene lugar en el colapso del núcleo que produce la supernova.

Los neutrinos son unas partículas que interactúan muy débilmente con la materia y es altamente improbable detectar un neutrino directamente.

Debido a las características de los neutrinos emitidos en una explosión de supernova y a su distancia, un detector de estos neutrinos en la tierra tiene que cumplir una serie de características:

  • Ha de tener un umbral de detección que permita detectar neutrinos con energías muy bajas, del orden de unos pocos MeV (mega electrón voltios).
  • Ha de poder detectar todos los sabores de neutrinos.
  • Ha de tener una buena resolución energética, temporal y angular para poder medir bien las distribuciones temporales y energéticas de todos los sabores de neutrinos.

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Detalle de la construcción del detector HALO en SNOLab. HALO es un detector dedicado la estudio de los neutrinos procedentes de supernovas (Fuente: https://www.snolab.ca/halo/)

Uno de los principales problemas que existen a la hora de observar neutrinos es que su procedencia es muy diversa. Pueden proceder de rayos cósmicos, del Sol, de reactores nucleares o de la propia radiactividad natural. Podríamos pensar que si queremos detectar neutrinos procedentes de una supernova, deberíamos tener en cuenta todos este fondo de neutrinos adicional y quitarlo de la señal detectada de la supernova. Lo cierto es que no es tan necesario, ya que los neutrinos procedentes de la supernova llegan a la tierra en un momento determinado y durante un corto periodo de tiempo de unos 10 segundos.

Antes hemos mencionado que los neutrinos en sí mismos son difíciles de detectar directamente, entonces ¿cómo podemos detectar los neutrinos procedentes de una supernova? No buscamos los neutrinos, sino los resultados de la interacción de un neutrino con la materia.

A las energías que esperaríamos encontrar neutrinos procedentes de supernovas (menos de 100 eV) podemos tener diferentes procesos nucleares en la interacción de un neutrino con la materia.

Dispersión elástica con electrones. Un neutrino de cualquier tipo choca con un electrón y hace que tanto el electrón como el neutrino incidente modifiquen su trayectoria. Detectando el electrón podemos saber dirección del neutrino ya que el electrón es dispersado en la dirección del neutrino. La probabilidad de que ocurra este proceso es muy pequeña comparada con otros, pero cuando ocurre da información sobre la dirección que lleva el neutrino y se puede identificar donde está la fuente de neutrinos (la explosión de supernova)

Desintegración beta inversa. Este proceso se da sólo para neutrinos electrónicos. En él, un antineutrino electrónico choca contra un protón y la reacción da lugar a un neutrón y un positrón. Aquí podemos detectar como el positrón generado pierde energía y como los neutrones son capturados por otros núcleos para producir rayos gamma. Para que ocurra esta interacción la energía del neutrino tiene que estar por encima de 1.8 MeV.

Dispersión elástica con protones. Ocurre igual que en la dispersión elástica con electrones, sólo que el neutrino choca contra un protón. Tiene una probabilidad de que ocurra cuatro veces más pequeña que la desintegración beta inversa. El principal problema es que la energía de retroceso del protón cuando el neutrino choca contra él, es rápidamente eliminada por el resto del núcleo en el que se encuentra el protón y es difícil saber la dirección que lleva el neutrino.

Interacciones de corrientes cargadas. En estas interacciones, con neutrinos electrónicos, el resultado es que el neutrino incidente se convierte en su leptón (electrón o positrón) correspondiente. El neutrino choca contra un núcleo con N neutrones y Z protones, después de la colisión, el núcleo se convierte en un núcleo con N+1 neutrones y Z-1 protones. Aquí se puede detectar la pérdida de energía del leptón y además, el núcleo excitado después de la colisión puede emitir otros nucleones y rayos gamma, que sirven para identificar la interacción.

Interacciones de corrientes neutras. Aquí el neutrino (de cualquier tipo) colisiona con un núcleo y éste pasa a un estado excitado. El núcleo excitado puede emitir nucleones o rayos gamma al desexcitarse. La dispersión del núcleo en la colisión tiene una energía de retroceso del orden de los keV (kilo electrón voltios) lo cual queda fuera del rango de detección de los detectores actuales o previstos a corto plazo.

Los neutrinos fueron, y todavía son, unas partículas misteriosas. También son misteriosos los procesos más internos que dan lugar a las explosiones de supernova. Si lo juntamos todo y le añadimos un poco de la física nuclear que conocemos tenemos casi al alcance la mano la posibilidad de entender misterios aún más grandes.

Referencias

Inés Gil-Botella. Detection of Supernova Neutrinos. arXiv:1605.02204v1

¡Hoy es el tercer y último día de Pint of Science!

Para terminar también voy a estar coordinando y presentando las charlas del área temática De Los Átomos A Las Galaxias en el Café Moderno de Madrid (Plaza Comendadoras, 1).

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Hoy vamos a tratar un tema que nos fascina a todos y vamos a ver si es posible encontrar otros mundos donde podamos vivir. Nuestro Sol no durará eternamente y nuestro planeta acabará siendo engullido por el mismo. Al igual que E.T buscaba su casa, nosotros buscamos nuestra casa del futuro. Veremos qué tiene que cumplir una estrella para albergar otros planetas y cómo los buscamos. Volveremos a empezar a las 19h y terminaremos a las 21h.

La primera charla correrá a cargo de María Magdalena Hernán.

La charla de María Magdalena se titula Y el Óscar es para: “El compañero invisible”

“Desde que en 1995 se descubrió el primer planeta alrededor de otra estrella, la búsqueda de exoplanetas se ha convertido en uno de los campos más activos y exitosos en Astrofísica. Una auténtica “cacería” que ha dado como fruto más de 2000 nuevos mundos. La “fauna” planetaria descubierta es tan diversa, que ha llevado a replantear las teorías para poder explicar su existencia. En esta charla desvelaremos las herramientas que usan los “cazaplanetas” para encontrar planetas alrededor de otras estrellas y en un imaginario viaje exploraremos estos nuevos y exóticos mundos”.

Después de esta charla también haremos un pequeño descanso de 10 minutos en el que se proyectarán timelapses astronómicos. Los timelapses han sido realizados por Angel López Sánchez (@El_Lobo_Rayado) que también es autor del blog El Lobo Rayado y colaborador habitual en El Universo Rayado en Naukas.

Seguiremos con la charla de Mari Cruz Gálvez Ortiz.

La charla de Mari Cruz se titula Mundos habitables: buscando la casa de E.T.

En esta charla intentaremos aplicar los conocimientos actuales sobre habitabilidad en otros planetas para responder, en lo posible, a las siguientes preguntas: ¿Cómo surgió la vida en la Tierra? ¿Es posible que se haya surgido la vida en otro planeta? ¿Qué condiciones serían necesarias? ¿podría haber sobrevivido lo suficiente para desarrollar “inteligencia”? ¿sería similar a la vida en la Tierra? ¿Podríamos encontrar la “casa de E.T.”?

Tras las charlas tendremos algo de tiempo para discutir y plantear a nuestros científicos las preguntas que consideremos necesarias.

día 25

¿Nos volvemos a ver esta tarde en el bar?

¡Hoy es el segundo día de Pint of Science!

Hoy también voy a estar coordinando y presentando las charlas del área temática De Los Átomos A Las Galaxias en el Café Moderno de Madrid (Plaza Comendadoras, 1).

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Las charlas de hoy se tratarán sobre lo muy pequeño y lo muy grande. La física cuántica se ocupa de lo más pequeño y a esta escala el comportamiento es sorprendente. La cosmología se ocupa del universo a gran escala. Sorprendentemente ambas se relacionan y complementan. Hoy también, comenzaremos a las 19h y estaremos hasta las 21h.

La primera charla correrá a cargo de Ángel S. Sanz.

La charla de Ángel se titula ¿Está la luna ahí cuando no la miramos?

¿Te imaginas tener una hermana gemela y que al beberte una pinta de cerveza el sabor lo disfrutase ella? ¿O que al llegar a un cruce de calles, por cada una de ellas se acercase una copia exacta tuya? Casi cien años de Física Cuántica, un desarrollo tecnológico como nunca antes ha conocido la Humanidad y, al mismo tiempo, más preguntas que respuestas… o, tal vez, ni siquiera preguntamos para que lo cuántico pueda seguir rodando, el gato viviendo y los universos paralelos existiendo ¿Te parece una chifladura? Sin duda, aquí te lo aclararemos… ¿o, tal vez, no? ¡Ven y descúbrelo!

Después de esta charla también haremos un pequeño descanso de 10 minutos en el que se proyectarán timelapses astronómicos. Los timelapses han sido realizados por Angel López Sánchez (@El_Lobo_Rayado) que también es autor del blog El Lobo Rayado y colaborador habitual en El Universo Rayado en Naukas.

Después continuaremos con la charla de Benjamín Montesinos.

Su charla se titula Unas pinceladas sobre el universo. Este es el resumen de la charla.

“¿Qué sabemos del universo? ¿Cómo se originó? ¿Cómo ha evolucionado hasta llegar a su estado actual? ¿De qué está compuesto? ¿Qué vemos en el universo al que podemos acceder con nuestros telescopios? ¿Tendrá un final?… Pinceladas de lo que las observaciones astronómicas nos han desvelado. Si has venido con una buena mochila de dudas, nuestra intención es intentar aclarártelas… ¡pero también que te la lleves cargada con muchas más preguntas e inquietudes!”

día 24

Tras las charlas tendremos algo de tiempo para discutir y plantearles a nuestros científicos las preguntas que consideremos necesarias.

¿Nos vemos esta tarde en el bar?

¡Hoy comienza Pint of Science!

Como os comenté el otro día aquí voy a estar coordinando y presentando las charlas del área temática De Los Átomos A Las Galaxias en el Café Moderno de Madrid (Plaza Comendadoras, 1).

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Hoy las charlas se centran en la observación del universo en sus extremos. Para observar el universo utilizamos telescopios ópticos pero, con ellos, sólo podemos ver una pequeña parte. En las charlas de hoy aprenderemos que se pueden observar otros extremos del universo sin mirar por un telescopio. Comenzarán a las 19h y se extenderán hasta las 21h.

La primera charla correrá a cargo de José Luis Contreras.

La charla de José Luis se titula Los fotones más energéticos que conocemos y la resume así:

“El arco Iris recorre los colores del rojo al azul. Si lo siguiéramos más allá tendríamos el ultravioleta, los rayos X… fotones de energías cada vez mayores. En el extremo están los rayos gamma más energéticos. Detectándolos tenemos acceso al Universo violento, objetos que aceleran partículas a altas energías: estrellas de neutrones, restos de supernovas, galaxias activas. En estos fotones y los observatorios que los detectan, es un campo en el que España destaca”.

Después de esta charla haremos un pequeño descanso de 10 minutos en el que se proyectarán timelapses astronómicos. Los timelapses han sido realizados por Angel López Sánchez (@El_Lobo_Rayado) que también es autor del blog El Lobo Rayado y colaborador habitual en El Universo Rayado en Naukas.

Después continuaremos con la charla de Manuel González.

Su charla se titula SKA, el telescopio que va a cambiar tu vida. Un pequeño resumen.

“El Square Kilometre Array (SKA), será la mayor infraestructura científica sobre el planeta una vez que esté construido. Compuesto por cientos de miles de antenas distribuidas entre África y Australia; su función: ciencia de vanguardia. Entre otras cosas, estudiará ondas gravitacionales (a frecuencias distintas de las ya detectadas con LIGO), intentará entender cómo se formaron las primeras galaxias, buscará señales de vida extraterrestre inteligente… Por todo ello podemos afirmar que el SKA va a cambiar nuestras vidas”.

día 23

Tras las charlas tendremos algo de tiempo para discutir y plantearles a nuestros científicos las preguntas que consideremos necesarias.

¿Nos vemos esta tarde en el bar?

¡Ya está aquí Pint of Science 2016!

¡Ya está aquí el festival Pint of Science!

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¿No sabes qué es?

Pint of Science es un festival que trata de sacar la ciencia y el conocimiento científico fuera de los laboratorios, centros de investigación y universidades para que todo el mundo tenga a acceso a él de una forma amena y divertida.

¿Y dónde tiene lugar?

¿Conocéis algún lugar más ameno y divertido que un bar? Pues sí, Pint of Science se celebra en los bares. En muchos bares de España y muchos otros países.

El proyecto empezó en 2012, cuando investigadores del Imperial College de Londres, a través de un evento que llamaron ‘Meet the Researchers’ llevaron a pacientes de Parkinson y Alzheimer a los laboratorios para que conocieran de primera mano la investigación que se estaba realizando relativa a sus enfermedades.

El resultado fue que la gente mostró interés en esas actividades y pensaron que si la gente no va a la ciencia, la ciencia tendría que acercarse a la gente donde más cómodos están. En los bares.

Tras el primer éxito de organización en Gran Bretaña, en 2014 el festival se expandió también a Irlanda, Francia, Estados Unidos, Suiza y Australia. En 2015 la expansión continuó celebrándose simultáneamente en Gran Bretaña, Irlanda, Francia, Estados Unidos, Australia, Italia, Alemania, Brasil y, por supuesto, España.

En nuestro país, en 2015, se celebró de manera simultánea en 8 ciudades españolas. El evento tuvo gran asistencia de público: 2.250 personas asistieron a las charlas de 148 investigadores en los 25 bares de estas 8 ciudades.

Este año, Pint of Science se vuelve a celebrarse en España y lo hace a lo grande. Los días 23, 24 y 25 de Mayo, en 21 ciudades de nuestro país, 252 científicos se reunirán en 60 bares para acercar la ciencia a todo el que quiera pasarse por esos bares y aprender sobre física, química, cerebro, biología, historia, economía y un sinfín de temas muy interesantes y de actualidad.

El festival lo organiza la Asociación de Divulgación Científica Pint of Science y cuenta con colaboradores en todo el país que están trabajando para llevaros un programa de lo más apetecible para que disfrutéis de las charlas científicas al mismo tiempo que saboreáis bebida favorita.

Si hacéis click en el mapa, podréis encontrar todas las ciudades, bares y charlas que se van a dar y así ver si tenéis alguna en vuestra ciudad y que charla os interesa más.

Mapa de ciuades PoS

Es cierto que no todas las ciudades del país celebran el festival. El motivo es que, como he comentado, los organizadores son voluntarios. Si vivís en un sitio donde no se celebra y queréis que el año que viene el festival tenga lugar allí también, pasad por la web de Pint of Science y contactad y colaborad para que el año que viene el festival tenga lugar allí también.

¿Y por qué os cuento todo esto?

Porque este año, formo parte del equipo organizador de Pint of Science en Madrid. Desde la organización de Madrid hemos estado trabajando durante el último año que intentar hacer un programa atractivo con los mejores científicos y en los mejores bares.

Y si no me creéis, mirad el programa aquí.

Por mi parte, yo soy el responsable del área temática De Los Átomos A Las Galaxias que se hará en el Café Moderno (Plaza Comendadoras, 1, 28015, Madrid). Desde las 19h y hasta las 21h, los días 23, 24 y 25 de Mayo, estaremos hablando de cuántica, origen y evolución del universo, física de astropartículas, radiotelescopios y exoplanetas.

Como soy un pesado, cada día del evento os recordaré las charlas y los ponentes que van a tener lugar en esta área temática.

Si además sois tuiteros, podéis utilizar los hashtags #Pint16ES para tuitear el evento nacional. Por otro lado, cada ciudad tendremos un hashtag particular, en el caso de Madrid utilizaremos #Pint16Mad.

¡Animaos y venid a Pint of Science, no os vamos a defraudar!

Y ahora sí que queda bien decir eso de…

¿Nos vemos en los bares?