Acerca de acelerandolaciencia

Físico especializado en Astrofísica, apasionado con la Física de partículas, profesionalmente no dedicado a la Física, pero estoy permanentemente enamorado de la Física. A Physicists specialized in Astrophysics, amazed with particle Physics, professionally not directly involved in Physics but always in love with Physics

La astronomía de los aborígenes australianos

Grabado de la constelación de Orión de la Uranometria de Johann Bayer, (1603). Biblioteca del Observatorio Naval de los Estados Unidos (Fuente: Wikipedia)

Esta entrada fue publicada con anterioridad en Hablando de Ciencia.

En Australia, los aborígenes australianos han habitado esas tierras desde hace más de 65000 años y también ellos se han sentido atraídos por el cielo nocturno. A pesar de que su cultura no se ha basado en una transmisión escrita de sus conocimientos, sí existe una gran transmisión oral. Entre toda la información transmitida oralmente existe la relativa al origen y la dinámica de la naturaleza, basada en la observación y experimentación. Y por supuesto también existe información astronómica relevante, la cual ha llegado hasta nosotros gracias al trabajo de investigación de antropólogos que han sido partícipes de esa tradición oral y la han combinado con el conocimiento de la astronomía más actual.

La observación del cielo se basaba principalmente en la posición y propiedades de las estrellas. Entre estas propiedades se incluían su brillo o color. La posición la determinaban estableciendo relaciones con otros objetos celestes cercanos o su posición respecto al horizonte a lo largo del año.

Alguna de esas estrellas que han estado sujetas a la observación y a la transmisión oral de las observaciones son estrellas muy brillantes y conocidas por todos, como son las gigantes rojas pulsantes Betelgeuse y Aldebarán. Los aborígenes australianos ya se dieron cuenta de la variabilidad y periodicidad en los cambios de brillo de estas estrellas, mucho antes de que los astrónomos modernos descubrieran dicha variabilidad en los siglos XIX y XX.

Sin embargo, la observación de esta variabilidad no respondía a una mera curiosidad astronómica, sino que se debía a la interpretación de sus leyendas y mitologías. Las antiguas civilizaciones europeas no fueron las únicas que representaban su mitología en el cielo mediante la agrupación de estrellas para formar los asterismos que conocemos muy bien en nuestros días. Los aborígenes australianos también creían que las escenas cotidianas de la tierra donde las personas por ejemplo cazaban, también sucedían en el cielo.

Para nosotros, Betelgeuse y Aldebarán pertenecen a las constelaciones de Orión (el cazador), y Tauro (el toro). Para los aborígenes australianos, estas estrellas y sus constelaciones tenían otros significados que ayudan a entender su variabilidad debida a la pulsación.

Dentro de la tradición oral, que ha llegado hasta nuestro tiempo, se encuentra la leyenda de Nyeeruna.

Nyeeruna era un cazador y un mujeriego y, como tal, perseguía a las siete hermanas Yugarilya para casarse con ellas. En su persecución para conseguir a las jóvenes hermanas Yugarilya se encuentra con Kanbugudha, la hermana mayor de las Yugarilya. Para evitar a Kanbugudha, Nyeeruna enfurecido, enciende un fuego mágico con su mano que la hace brillar más. Al mismo tiempo, Kanbugudha enciende, también con fuego mágico, su pie y golpea en la cara a Nyeeruna. El golpe hace que se apague el fuego mágico de Nyeeruna. Humillado, se aleja y Kambugudha suelta a unos dingos, para proteger a las hermanas Yugarilya. Nyeeruna vuelve a intentarlo y enciende el fuego mágico de su mano, pero ahora Kanbugudha ordena a Babba, el padre de los dingos atacar a Nyeeruna que vuelve a apagar el fuego de su mano humillado de nuevo. Kangubudha apaga también el fuego de su pie, pero la historia se repetirá siempre con los fuegos de Nyeeruna y Kangubudha encendiéndose y apagándose ya que Nyeeruna nunca cesará en su empeño de casarse con las jóvenes hermanas Yugarilya.

¿Cómo se interpreta esta leyenda con la variabilidad de Betelgeuse y Aldebarán?

Betelgeuse (Fuente: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/E. O’Gorman/P. Kervella)

Nyeeruna se asocia con la constelación de Orión que, en la mitología griega, también es considerado el cazador. Las siete hermanas son el cúmulo abierto de Las Pléyades en la constelación de Tauro, que también aparecen en textos como La Ilíada o en la cultura maya donde también son conocidas como las siete hermanas. Kangubudha se identifica como el cúmulo abierto de Las Híades, también en Tauro.

La mano con fuego mágico del cazador está representada por Betelgeuse mientras que el pie con su fuego mágico correspondiente es Aldebarán. Así, los aborígenes interpretaban la variabilidad de estas estrellas mediante la lucha de Nyeeruna con Kangubudha y los dingos. Cada vez que Nyeeruna se acercaba a las hermanas, encendía su mano (Betelgeuse) y esta brillaba más para después de recibir la patada de Kangubudha con su pie encendido (Aldebarán) dejar de brillar. En el segundo intento, Nyeeruna volvía a encender su mano, pero el padre de los dingos al evitar que se acercara a las hermanas hacía que su mano se apagara de nuevo. Solo cuando las hermanas fuera de peligro, Kangubudha también apaga su pie.

Actualmente conocemos muy bien los periodos en los que Betelgeuse alcanza su máximo brillo. Este máximo principal ocurre, aproximadamente, una vez al año (cuando Nyeeruna enciende su mano por primera vez), mientras que existe un máximo secundario cada 5.6 años. En el caso de Aldebarán, las variaciones de brillo no siguen un periodo regular, de ahí que solo cuando Kangubudha estimaba que el peligro había pasado apagaba su pie.

Queda entender como los aborígenes medían ese cambio de brillo. Aunque no está muy claro, se piensa que utilizaron el mismo método que usó Herschel, es decir, comparaban el brillo con una estrella cercana que no tuviera cambios en su brillo. Además, esos cambios de brillo debían de ser de, al menos, 0.1 magnitudes ya que es el límite que puede detectar el ojo humano a simple vista.

A pesar de no mantener un registro escrito y de contar con una tradición oral, queda patente que los aborígenes australianos eran buenos astrónomos también. Además, aunque la explicación que dieron a los cambios de brillo de estas estrellas diste mucho de tener la base física de la que disponemos ahora, es interesante ver cómo se las arreglaron para explicar esos cambios y, también, para entender la evolución del pensamiento humano en lo relativo a la observación astronómica desde un punto de vista diferente al que conocemos.

Referencias

Hamacher, D. Observation of red-giant variable stars by Aboriginal Australians.

Leaman, T. Hamacher, D. Aboriginal Astronomical Traditions from Ooldea, South Australia.

Anuncios

El Sol, su campo magnético y las manchas solares

 

Manchas solares en el Sol (Fuente. SOHO (ESA/NASA))

Una versión de esta entrada fue publicada originalmente en Hablando de Ciencia en una serie de dos artículos (Parte 1 y  Parte 2)

***

Nota: A finales de Junio ofrecí una charla titulada “Nuestro Sol, uno de tantos” en el marco de la exposición Ciencia de Acogida organizada por Principia. La charla trató sobre el origen, evolución y estructura del Sol como excusa para hablar sobre Pedro Carrasco Garrorena, Físico pacense que, entre otras muchas cosas, estudió el Sol y por motivos políticos tuvo que exiliarse a México. Durante el turno de preguntas una de las asistentes (Paula) me preguntó sobre las manchas solares. Dado que el tiempo era limitado la respuesta fue breve e incompleta. En este articulo (muy extenso) intento dar una respuesta más detallada. 

Pocas veces le prestamos al Sol la atención que se merece por ser algo tan cotidiano para nosotros. De vez en cuando nos acordamos de él como, por ejemplo, cuando hay un eclipse de Sol o cuando vamos a hacer una actividad al aire libre y aparecen las nubes. Pero el Sol es mucho más y, además de ser la fuente de energía gracias a la cual existe la vida en la Tierra, es una estrella. Una estrella igual que las que vemos por las noches y que, como esas estrellas, tiene una gran actividad que también suele pasar desapercibida.

Parte de esa actividad se debe a las manchas solares. Quizá uno de los fenómenos más llamativos e interesantes para los físicos solares, astrónomos aficionados y todo aquel que haya tenido la oportunidad de ver el Sol, proyectado en una pantalla blanca o una pared, a través de un telescopio.

La manchas solares son zonas más frías de la superficie el Sol. Mientras que la superficie del Sol está a una temperatura de aproximadamente 5778 K (5504,85 oC), las manchas solares están a una temperatura de entre 1500 K a 2000 K (1226,85 oC a 1726,85 oC)

Pero, ¿por qué se producen las manchas solares? El motivo es por el campo magnético del Sol.

Para entender el campo magnético del Sol te tienes que olvidar de los típicos imanes que has visto y que, probablemente, tengas en la puerta de tu frigorífico.

Pero primero, haz un sencillo experimento con uno de los imanes que tengas en el frigorífico. Coge un clavo de hierro y, con mucha paciencia, rállalo hasta que tengas un montón de virutas de hierro. Esparce esas virutas encima de un folio en blanco y pon el imán debajo del folio. Verás que todas esas virutas se empiezan a reorganizar hasta formar una figura como la siguiente.

Virutas de hierro en el seno de un campo magnético (Fuente. Wikipedia)

Puedes ver que las virutas se sitúan a lo largo de unas líneas que salen del polo norte del imán y van hacia el polo sur del mismo. Son las líneas del campo magnético.

Por otro lado, un campo magnético también se genera cuando tenemos una corriente eléctrica, es decir cuando tenemos cargas eléctricas que se mueven, esta hace que se genere un campo magnético. Y esto es lo que pasa en el Sol. Ahí no tenemos imanes como los del frigorífico, pero sí un montón de cargas eléctricas moviéndose que hacen que aparezca ese campo magnético.

En realidad es algo más complicado, así que vamos a verlo con calma.

El Sol, al igual que todas las estrellas, está formado está formado por gases. Esto hace que no se comporte como un sólido, sino como un fluido. Cuando un fluido rota, tiene una característica que lo distingue de los sólidos y es que diferentes partes de ese fluido rotan a diferentes velocidades. En el Sol, ocurre esto y provoca que en el ecuador, y las regiones cercanas, la velocidad sea mayor que en los polos.

Al mismo tiempo, el Sol no es una estructura homogénea, es decir, está formado por diferentes capas, desde el núcleo dónde se genera la energía, hasta las capas más externas como la fotosfera, que es la capa que vemos cuando miramos al Sol, o incluso más allá de la fotosfera, donde se encuentran otras capas como son la cromosfera, que solo la podemos ver con filtros especiales o en eclipses de Sol, y la corona que todavía sigue siendo un misterio ya que no sabemos por qué la temperatura es tan alta en ella.

Nota: por favor, no mires al Sol sin los filtros adecuados o proyectándolo en una pantalla, es peligroso, te puedes quemar la retina y quedarte ciego.

Estructura del Sol (Fuente. Wikipedia)

Por debajo de la fotosfera, el transporte de la energía y la radiación, que se genera en el núcleo a través de reacciones de fusión nuclear, se realiza de dos maneras. En la zona más cercana al núcleo se encuentra una zona radiativa, en la que la energía se transporta por radiación, es decir, los fotones generados en las reacciones nucleares son absorbidos y reemitidos muchas veces, durante años, hasta que llegan a la siguiente capa. En la zona más cercana a la fotosfera, el transporte se realiza por convección en una zona llamada zona convectiva. En la zona convectiva, el transporte es turbulento e inhomogéneo.

Para entender el campo magnético del Sol la convección es importante, así que vamos a detenernos un poco con ella.

La convección se produce porque cuando un fluido se calienta, sus moléculas se aceleran y su temperatura aumenta. Esto hace que la densidad disminuya y “pesen” menos por lo que ascienden. Al ascender, se enfría y las moléculas se desaceleran por lo que descienden.

En el Sol, el gas de la zona convectiva que está más cercano a la zona radiativa se calienta más, ya que la temperatura es mayor, y asciende. Cuando llega a la zona cercana a la fotosfera, más fría, el gas se enfría y vuelve a descender. Estos gases, que se están moviendo por convección, son eléctricamente conductores. Es decir, son cargas eléctricas que se están moviendo.

Ya casi estamos a punto de entender como se produce el campo magnético en el Sol y de paso hemos descrito su estructura interna porque, como casi todo en ciencia si quieres entender algo tienes que estudiar también todo lo que rodea a ese algo, si no sólo conseguirás una visión sesgada e incompleta de lo que realmente sucede.

Recapitulemos. Tenemos un Sol que rota como un fluido y, por lo tanto, tiene una rotación diferencial. También tenemos una zona en la que hay un movimiento de cargas eléctricas. Si recordamos que el movimiento de cargas eléctricas genera un campo magnético, vemos que tenemos un campo magnético que se genera y se mantiene gracias a la rotación diferencial. Es decir, tenemos una dinamo.

¿Cómo funciona esta dinamo?

La convección hace que las líneas de campo magnético, las líneas según las cuales se orientaban las virutas de metal sobre el folio, se orienten a través de los meridianos del Sol, es decir, generan un campo magnético poloidal que se orienta de norte a sur. Sin embargo, la rotación diferencial hace que, en las zonas más cercanas al ecuador del Sol, el campo magnético se deforme hasta que adquiere una forma toroidal o, en un lenguaje menos topológico, una forma de rosquilla. Es decir, la rotación diferencial hace que el campo magnético se oriente en la dirección de los paralelos del Sol, de este a oeste.

Ahora tenemos un campo toroidal que está inmerso en una zona de convección y que, dependiendo de si las zonas convectivas están localizada en el ecuador o los polos del Sol, gira a una velocidad diferente. ¿Qué es lo que pasa ahora? Que, como siempre, todo es más complicado, ya que hay que tener en cuenta algo que seguro habrás escuchado alguna vez: las fuerzas de Coriolis.

Las fuerzas (ficticias) de Coriolis hacen que, cuando una gran masa se mueve en una dirección norte-sur en el seno de un cuerpo que está girando, debido a la rotación del cuerpo, esta se desvíe hacia el este o el oeste. En la tierra lo vemos a menudo cuando tenemos grandes tormentas y vemos que las nubes giran en sentido de las agujas del reloj si estamos en el hemisferio norte y contrario en el hemisferio sur (los Simpsons ya demostraron que el agua no se va en un desagüe en el sentido contrario de las agujas del reloj por mucho que queramos).

Efecto Coriolis debido a la rotación de la Tierra según la latitud (Fuente. Wikipedia)

El campo magnético toroidal que teníamos, debido a las fuerzas de Coriolis, intenta volver a recuperar su forma poloidal, es decir se retuerce hasta conseguir esa forma. Esta forma poloidal del campo magnético dará lugar a las manchas solares, pero lo veremos en el siguiente artículo.

a) Campo magnético poloidal. b) Campo magnético poloidal que se vuelve toroidal debido a la rotación diferencial. c) Campo magnético toroidal que se vuelve poloidal en los extremos debido a la fuerza de Coriolis (Fuente. El Sol y la Tierra, una relación tormentosa)

Ya estamos cerca de entender como se producen las manchas solares y sus peculiaridades pero antes tenemos que hablar de otro fenómeno: la flotabilidad magnética.

En general, la flotabilidad se produce cuando un cuerpo, inmerso en un fluido, experimenta una presión en la parte inferior que es superior a la suma de la presión ejercida en su parte superior más la fuerza debida a su propio peso. Si alguna vez te has sumergido en agua lo habrás notado ya que tendrás la impresión de flotar menos.

En el Sol, el campo magnético tiende a concentrarse en tubos magnéticos. Estos tubos magnéticos son trasladados a la fotosfera, recuerda que es la capa del Sol que podemos ver, por la convección, ya convertidos de nuevo en campos poloidales, como vemos en la imagen anterior (están orientados en la dirección norte-sur) debido a la rotación diferencial, convección y fuerza de Coriolis que hemos visto. La convección, que tenía el efecto de enviar lo caliente hacia arriba y lo frío hacia abajo, empuja el campo magnético hacia fuera ya que, por muy campo magnético que sea, el gas cargado eléctricamente que lo genera está ahí y tira de él, es decir, sufre un efecto de flotabilidad ya que la presión en parte inferior es mayor que en la superior.

Cuando este empuje hace que el tubo surja por encima de la fotosfera, la convección queda inhibida porque… ¡no hay nada que transportar! Recuerda, la convección transporta energía. Se llega a un punto donde no hay nada que transportar más arriba de la fotosfera, es decir, no hay energía, ni luz, ni calor, ni nada que transportar… En ese momento el gas que se estaba transportando hasta la fotosfera y que no puede pasar de ahí, porque no se puede transportar más allá, se enfría y adquiere un color más oscuro que el gas que le rodea y…

¡Tenemos una mancha solar!

Bueno, esto no es cierto, en realidad…

¡Tenemos dos manchas solares!

Sí, tenemos dos manchas solares porque lo que ha salido por encima de la fotosfera es un tubo y en lugar de una zona donde la convección está inhibida, tenemos dos.

Tubo magnético flotante que emerge a través de la superficie del Sol y forma las manchas solares (Fuente. Imagen del libro Astrofísica. Manuel Rego y María José Fernández)

¿Por qué sabemos que esto es así, es decir, que las manchas solares las producen estos tubos magnéticos que salen a la superficie y se producen de dos en dos?

La respuesta está en la polaridad. Hemos visto que los tubos tienen una forma poloidal, es decir, tienen una dirección norte-sur. El tubo al retorcerse y salir por encima de la fotosfera, se puede asimilar a un imán como el que teníamos al principio en el frigorífico: tiene que tener un polo norte y un polo sur. Aunque los estamos buscando, todavía no se han descubierto monopolos magnéticos que son aquellos que solo tienen un polo norte o un polo sur. Si en una mancha vemos (lo podemos medir gracias al efecto Zeeman) que el campo magnético va de dentro a fuera y en otra, que está al lado (o cerca) el campo magnético va de fuera a dentro, eso quiere decir que, en efecto, tenemos un tubo que entra y sale de la superficie del Sol, de la fotosfera.

Pero, las manchas solares son como los ojos del Guadiana. ¿Por qué hay veces que las vemos y otras que no? Es más, ¿por qué hay veces que hay muchas manchas, otras que hay pocas y épocas en las que no hay ninguna?

Recordemos que el campo magnético se genera por cargas eléctricas en movimiento (zona convectiva) que inicialmente tiene un campo poloidal de norte a sur. La rotación diferencial lo retuerce hasta convertirse en un campo toroidal de este a oeste. La fuerza de Coriolis, lo vuelve a retorcer hasta convertirse en un campo poloidal de norte a sur…

¿A qué os suena?

Hemos vuelto a la situación inicial. Y lo que pasará a continuación es que este campo poloidal, por efecto de la rotación diferencial se volverá a convertir en toroidal, que por efecto de las fuerzas de Coriolis se volverá a convertir en poloidal, que por efecto de la rotación diferencial se volverá a convertir en… ¡lo has adivinado! ¡En un campo toroidal!

Si has seguido el razonamiento, verás que lo que ocurre es que tenemos un ciclo periódico. Cuando hemos pasado del campo poloidal al toroidal y de nuevo al poloidal, tendremos manchas solares en la superficie el Sol, es decir, en la fotosfera.

Para todos los que piensen que la astronomía, en general, y la Física solar, en particular, es algo restringido a los astrónomos profesionales con grandes telescopios e instrumentos complejos es necesario decirles que están equivocados. El descubrimiento del ciclo de las manchas solares lo hizo un astrónomo aficionado, Heinrich Schwabe, y lo hizo en una fecha en la que la tecnología estaba tan avanzada que permitía tener equipos caros y telescopios muy potentes, 1843… Habréis notado que se trata de una ironía.

En realidad Schwabe no pretendía estudiar las manchas solares, sino descubrir un nuevo planeta que estuviera más cerca del Sol que Mercurio. La existencia de ese nuevo planeta explicaría el problema de la precesión de Mercurio, cosa que Albert Einstein, gracias a su teoría de la relatividad general, explicaría si necesidad de recurrir a la existencia de un nuevo planeta. Pensaba que la mejor manera de descubrir ese planeta era a través de un tránsito del mismo por delante del Sol, por lo que, desde 1826 a 1843 (a eso se le llama perseverancia), observó el Sol todos los días para ver si ese planeta, al que llamó Vulcano, pasaba por delante del disco solar. No encontró el planeta pero mientras tanto observó las manchas solares y se dio cuenta de la variación periódica que había.

Schwabe publicó estas observaciones y posteriormente Johann Rudolf Wolf que se dedicó a la astronomía de manera más profesional, revisó las observaciones de Schwabe y estableció la duración del ciclo solar en 11 años. Años después, se ha encontrado que el ciclo de 11 años no es del todo exacto, ya que hay épocas en las que el ciclo llega a ser de 13 años y épocas en las que el ciclo es más corto, no superando los 9 años.

Número de manchas solares desde el año 1610 hasta el año 2000. Se llega hasta 1610 gracias a la reconstrucción que hizo Wolf, aunque los datos para esa época no son del todo fiables (Fuente. Wikipedia)

Wolf estableció un indicador que mide la actividad solar diaria que viene dado por una fórmula muy sencilla y que se sigue utilizando actualmente.

R = K (10g + f)

  • R nos indica el número relativo de manchas solares. Es también conocido como el número de Wolf.
  • K es un factor personal de normalización. Suele variar con la situación desde donde estemos observando y la instrumentación que utilicemos. Normalmente, este factor toma el valor 1 y una vez se han hecho las observaciones el valor verdadero lo asigna el centro coordinador de las observaciones que hay hecho el estudio anual de todas las observaciones.
  • f es el número de manchas observadas individualmente
  • g es el número de grupos. Las manchas a menudo se presentan agrupadas. Este número representa el número de grupos que hay cada día en la superficie del Sol.

A lo largo de los años que se llevan observando y registrando las manchas solares, este periodo medio de 11 años es, quizá, una de las cosas menos llamativas. Cuando observamos manchas solares, vemos que no se distribuyen al azar sobre la superficie del Sol sino que siguen un patrón particular.

Se ha observado que cada vez que comienza el ciclo de actividad de 11 años, las manchas comienzan a aparecer en latitudes elevadas, en torno a los 400. Para que te hagas una idea, si hacemos el símil entre el Sol y la Tierra, las manchas empiezan a aparecer a la latitud, en el hemisferio norte, a la que se encuentra Tarancón (soy natural de ahí, para más señas). Durante el máximo de actividad se encuentran en latitudes de entre 30o y 10o (continuando con el símil con la Tierra estaría entre los límites superiores de la península de Florida en Estados Unidos y la capital de Venezuela, Caracas) y al final del ciclo, las manchas se localizan en el ecuador solar.

Como curiosidad, si se representa la localización de las manchas solares por cada periodo de actividad, se obtiene un diagrama con forma de alas de mariposa, que es de gran interés para los físicos solares a la hora de entender los ciclos y la formación de manchas solares. Este diagrama ayuda a predecir la latitud en la que aparecerán las manchas. Esta predicción se conoce como ley de Spörer.

Diagrama de mariposa de las manchas solares: Ley de Spörer (Fuente. Wikipedia)

Además, como hemos visto los tubos magnéticos tienen una forma poloidal que, recordemos, van de norte a sur, pero también pueden ir de sur a norte, es decir, depende de cómo esté orientado el campo magnético. Esta orientación también ocurre en la tierra y se conoce como inversión del campo magnético terrestre que sirve, entre otras cosas, para datar restos paleontológicos ya que el campo magnético de la tierra nunca ha tenido la misma polaridad y podemos determinar si unos restos son de una fecha u otra si el material magnético que haya a su alrededor tiene una polaridad magnética u otra.

Esto lleva a una curiosidad que se da en cada ciclo: el ciclo solar afecta a la polaridad magnética. Si tenemos una mancha solar que durante un ciclo aparece en el hemisferio norte con polaridad norte, en el siguiente ciclo aparecerá una mancha con polaridad sur. De esta manera, se pueden distinguir perfectamente las manchas correspondientes a cada ciclo. Además, esto nos lleva a aumentar el ciclo solar de 11 años a 22, ya que si durante un ciclo las manchas solares aparecían en un hemisferio con una polaridad, durante el siguiente aparecerán con polaridad opuesta hasta que se repita el ciclo, dando lugar a un periodo de 22 años.

Cambio de polaridad de las manchas solares con el ciclo (Fuente. Imagen del libro: Astrofísica. Manuel Rego y María José Fernández)

Las manchas solares son un fenómeno llamativo y que incluso han llamado la atención de Iker Jiménez para conspiraciones varias a cargo de los astrónomos de la NASA (que como su nombre indica es una Administration que se encarga de administrar, como para tener a astrónomos observando…). Como siempre la realidad está más lejos de teorías conspiranoicas. No hagáis caso. Simplemente pensad en el Sol como una estrella que es algo más que la fuente de luz y calor que os pone morenos en la playa.

¡Disfrutad del Sol como estrella!

Para saber más sobre el Sol:

Astrofísica. Manuel Rego y María José Fernández. EUDEMA Universidad

El Sol. Nuestra estrella, nuestra energía. Rafael Bachiller.

La Primera Ley de Newton y la seguridad

Todos los cuerpos perseveran en su estado de reposo o de movimiento uniforme en línea recta, salvo que se vean forzados a cambiar ese estado por fuerzas impresas

Así redactó Sir Isaac Newton su Primera Ley. Una ley que, de lo sencilla que es, muchos no la comprenden y no consideran.

Sir Isaac Newton

No voy a explicar esta ley. Para eso os recomiendo el vídeo en el que Mientras en Físicas la explica. Pero si voy a hablar de algo relacionado con esta ley y que muy pocos tenemos en cuenta al viajar, sobre todo en tren.

Suponed que vais a hacer un viaje en tren. Os gusta ir sentados al lado de la ventanilla para ir viendo el paisaje, pero, ¿qué asiento elegiríais? ¿Uno que vaya mirando en el sentido de avance del tren o uno que vaya de espaldas?

Viendo las caras que ponen algunos cuando les toca un asiento que mire en sentido contrario, lo más probable es que a la gran mayoría de los que viajamos nos guste ir mirando hacia adelante. Cuando hacemos esto nunca se nos pasa por la cabeza que vayamos a sufrir un frenazo brusco o una colisión frontal.

Vamos a ver qué pasa cuando viajamos en tren, mirando hacia adelante, y hay un frenazo brusco siguiendo el enunciado de la Primera Ley de Newton:

Estamos en un movimiento uniforme en línea recta. Es decir, no estamos sometidos a ninguna fuerza. En ese momento, nosotros, que vamos sentados mirando hacia adelante, nos estamos moviendo uniformemente en línea recta. Aunque estemos sentados nos estamos moviendo ya que nos movemos con el tren.

El tren frena bruscamente, pero según la Primera Ley, nosotros perseveramos en nuestro movimiento uniforme en línea recta hasta que nos veamos forzados a cambiar nuestro estado por fuerzas impresas, como por ejemplo el asiento de delante.

¿Veis ya lo que ha pasado? El tren se ha parado y nosotros hemos seguido moviéndonos, por lo que, en el mejor de los casos, solo nos hemos dado un golpe con el asiento de delante.

¿Y si hubiéramos viajado en un asiento mirando en sentido contrario al avance del tren? Hubiera pasado casi lo mismo, salvo que en este caso el asiento a nuestra espalda habría ejercido una fuerza que habría hecho que la fuerza impresa (el frenazo del tren) hubiera sido menor y probablemente el daño que hubiéramos sufrido hubiera sido menor también.

Este mismo argumento explica por qué se dice que las sillas para llevar bebes en el coche han de ir siempre colocadas en sentido contrario a la marcha del coche.

La próxima vez que te toque un asiento que mire en sentido contrario al avance del tren no pongas mala cara. La Física también garantiza nuestra seguridad y a veces algo tan sencillo como la Primera Ley de Newton puede salvar muchas vidas si nos preocupamos en entenderla un poco más.

La muerte de las galaxias

Al igual que las estrellas, las galaxias también evolucionan y, llegado un momento, mueren. Las galaxias pueden morir por si solas o pueden ser “asesinadas”. Sin embargo, el asesinato de una galaxia no siempre significa el final de la misma, sino que puede ser el nacimiento de otra galaxia que, llegado el momento, volverá a morir por si sola o ser asesinada de nuevo.

Cuando las galaxias mueren por si solas

Las galaxias están compuestas principalmente por gas y polvo. En las galaxias, debido a la gravedad, hay zonas donde se puede llegar a acumular mayor cantidad de hidrógeno. En esas zonas donde se acumula el hidrógeno, la gravedad será tan alta que, en un determinado momento, se calentará tanto el hidrógeno y comenzará a fusionarse dando lugar a una estrella. Cuando la estrella muera tanto el hidrógeno que no se consumió en la fusión, como el resto de elementos químicos formados durante la evolución de la estrella se expulsarán al medio interestelar dentro de esa galaxia y el ciclo de formación de estrellas volverá a comenzar, cada vez incorporando elementos químicos más pesados.

Sin embargo, poco a poco, el hidrógeno disponible para la formación de estrellas se acabará y pasado un tiempo (tan largo que nosotros no lo veremos), todas las estrellas de la galaxia se apagarán. Se podría pensar que, en ese momento, las estrellas podrían formarse a partir de esos elementos más pesados, pero el problema es que la energía que se necesita para fusionar elementos más pesados que el hidrógeno es cada vez más alta y por ello la temperatura debida a la contracción gravitacional sería tan alta que no se podrían formar estrellas.

Una vez el gas de la galaxia se ha extinguido y todas las estrellas se han apagado, solamente quedaría, en el mejor de los casos, un agujero negro en el centro de la galaxia. Pero para que este agujero negro sobreviva, es necesario alimentarlo. Poco a poco, todo el polvo y gas que quede en la galaxia caerá dentro del agujero negro, y una vez que se acabe el agujero negro también desaparecerá ya que se evaporará debido a la radiación de Hawking.

¿Qué significa que una galaxia ha muerto? Precisamente esto, no quedan estrellas, ni gas, ni polvo, ni siquiera un agujero negro. No hay nada que forme la galaxia, por lo que donde antes había una galaxia, no hay nada.

El asesinato de una galaxia

Las galaxias no se encuentran aisladas en el universo, sino que se encuentran agrupadas en estructuras cada vez mayores. Un ejemplo lo tenemos en la Vía Láctea. Nuestra Galaxia se encuentra rodeada de otras galaxias, algunas de mayor tamaño, como la galaxia de Andrómeda y otras de menor tamaño como la Gran Nube de Magallanes. A esta agrupación de galaxias, incluidas la galaxia del triángulo, entre otras, se le conoce como Grupo Local.

Pequeña Nube de Magallanes (Crédito: NASA)

Por otro lado, las galaxias no están quietas, sino que se están moviendo debido a la atracción gravitatoria que ejercen unas sobre otras. Esto hace que todas se estén atrayendo mutuamente y se muevan en torno a un centro de masas común.

La atracción gravitatoria hace que poco a poco las galaxias se acerquen más entre sí. Cuando están lo suficientemente cerca, aparecen fuerzas de marea, es decir, las partes más cercanas de las dos galaxias se atraen con más que las más lejanas, deformándose. Esa deformación se traduce en que entre ambas galaxias aparecen unos puentes de gas, es decir, el gas de una galaxia es atraído hacia la otra galaxia, incorporándose a esta última. En el proceso, tendrán lugar brotes de formación estelar, es decir, debido a la acumulación de gas procedente de las galaxias en interacción, se formarán nuevas estrellas.

Colisión de las galaxias NGC 2207 y CI 2163 (Crédito: Hubble)

También debido a la interacción entre las dos galaxias, algunas estrellas saldrán despedidas hacia el espacio intergaláctico. Se podría pensar que al colisionar dos galaxias las estrellas también colisionaran, pero la probabilidad de que eso ocurra es muy pequeña ya que la distancia entre dos estrellas es tan grande que lo más probable es que pasen de largo sin más que notar una ligera interacción gravitatoria.

Tras el paso del tiempo, las dos galaxias en colisión se fusionarán en una sola. A causa de la interacción, la forma final de la galaxia, y su composición, resultante será diferente de la que tenían las iniciales, sobre todo la galaxia más pequeña. Se podría decir que la galaxia más masiva ha asesinado a la más pequeña, pero lo que ha ocurrido es que ha nacido una nueva galaxia.

El destino de esta nueva galaxia será volver a interaccionar con otras galaxias del cúmulo en el que se encuentra hasta que solo quede una o consumir el gas formando nuevas estrellas hasta que no quede gas suficiente. Entonces, cuando se apaguen las estrellas y el agujero negro masivo del centro de la galaxia se “trague” todo el material existente, este se terminará evaporando y la galaxia morirá por fin como se ha contado arriba.

Simulación de la colisión de la galaxia de Andrómeda y la Vía Láctea (Youtube – The Bad Astronomer)

Esta visión es muy simplista, pero da una idea de cómo morirán las galaxias. ¿Por qué es simplista?

Por dos razones:

  1. La primera porque el conocimiento que hay en astrofísica es el que conseguimos a través de las observaciones y modelos teóricos.

Hemos observado galaxias en interacción, hemos observado cómo se generan brotes de formación estelar y hemos visto galaxias que sabemos son el resultado de la interacción entre dos galaxias. También, por modelos teóricos sabemos que los agujeros negros se evaporan por radiación de Hawking, por lo que, si el agujero negro deja de alimentarse, terminará por desaparecer. Todavía nos falta mucho por saber.

  1. La segunda porque, en esta visión, no se ha considerado la influencia de la materia oscura ni de la energía oscura.

El universo está compuesto en casi un 5% de materia ordinaria, la materia que vemos. El resto está compuesto por materia oscura y energía oscura y lo cierto es que sabemos muy poco sobre ello.

En cualquier caso, cualquier hipótesis nos ayuda a probar nuestro conocimiento, realizar más observaciones y posiblemente a descartar nuestras hipótesis tras darnos cuenta de que nos habíamos equivocado. Es la única manera de avanzar en el conocimiento del universo.

Reseña: “Breve historia de la Geología” de Antonio Durán López

Esta entrada fue publicada originalmente en Hablando de Ciencia

 

Breve historia de la Geología

Autor: Antonio Durán López

Editorial: Fueyo Editores

Año: 2017

Páginas: 350

ISBN: 978-84-942420-4-5

PVP: 35 €

 

SINOPSIS

Breve Historia de la Geología comienza con los primeros homínidos y sus primeras herramientas, aunque será en la edad moderna cuando se empiece a utilizar este término y a principios del siglo XVIII cuando se constituya como ciencia. Todo ello relatado de una manera entretenida, documentada y didáctica, con lo que no deja de ser un repaso a la historia de la humanidad visto desde los ojos de un geólogo.

RESEÑA

La historia de la ciencia es tan extensa y variada como la historia de la humanidad y todas las ramas de la ciencia. Lo mismo ocurre con la Geología. El universo que conocemos tiene aproximadamente 13700 millones de años. La tierra unos pocos menos, pero los suficientes como para tener una historia que merece ser contada.

En Breve Historia de la Geología, el autor aborda la Geología desde la perspectiva de aquellos que han participado en su desarrollo, incluyendo a los investigadores españoles que han sido olvidados por la historia.

Todo comienza con los primeros homínidos ya que, en su evolución, han estado ligados a la tierra y a las rocas. Los primeros intentos por construir herramientas de piedra, temporales o duraderas, hasta el descubrimiento de los metales y diversos minerales, que ayudaron a su evolución, contribuyeron a establecer la Geología como una ciencia.

Desde los primeros filósofos griegos, entender todo lo que les rodeaba ha sido una ambición que muchos han perseguido. Sin embargo, se considera que el primer geólogo fue Teofrasto de Ereso de Lesbos, amigo y discípulo de Aristóteles. Mientras que muchos trataban los minerales desde un punto de vista mágico o curativo, él los abordó metódicamente por si mismos.

La extracción de rocas y minerales, y por lo tanto la aparición de una de las ramas de la Geología como es la minería, fue una constante durante muchos siglos, ya fuera para producir utensilios y armas o para usar como adornos y amuletos. Es en este último sentido cuando aparece la tradición, sin ningún fundamento científico, que dura hasta nuestros días, de asignar propiedades mágicas a los minerales y gemas.

La consideración de que algunos metales eran más valiosos que otros dio lugar también a la alquimia y el interés en convertir un metal menos valioso en otro que lo era más. Robert Boyle, en su obra El químico escéptico contribuyó a acabar con la alquimia.

En los siglos XVI y XVII empiezan a desarrollarse técnicas propias de la mineralogía y la minería, siendo Georgius Agrícola el autor de uno de los primeros tratados que comienza a aportar visión científica a la Geología y el español Alonso Barba el que contribuye a la metalurgia, además de ser considerado uno de los padres de la minería.

Con anterioridad a esa época, la historia geológica de la tierra se basaba en la Biblia, pero gracias a Nicolas Steno, y la enunciación de los principios de Steno o leyes de la estratigrafía, la edad de la tierra aumenta. Steno es considerado como uno de los fundadores de lo que hoy llamamos Geología como tal, pero no el único. Existen multitud de padres fundadores siendo uno de los más importantes y conocidos Charles Lyell que, con sus Principios de Geología, revolucionó esta ciencia e hizo que muchos empezaran a aproximarse a ella como ciencia para entender nuestro planeta. También influyó en uno de los más grandes científicos de la historia, Charles Darwin que, entre los pocos libros que llevó en su viaje con el Beagle, llevó los Principios de Geología con él.

La Geología además es una ciencia con multitud de ramas como la hidrogeología, estratigrafía, vulcanismo o geología minera. Todas estas ramas han seguido un desarrollo que ha influido, de diferentes maneras, en el avance de la sociedad y en la manera de entender la tierra.

La Geología ha dado grandes avances en el conocimiento científico, uno de los más importantes fue la teoría de Wegener sobre la deriva continental, que ayudó a tener una visión de la evolución de nuestro planeta. Wegener es un claro ejemplo de cómo científicos de otras ramas de la ciencia pueden ayudar a mejorar conocimiento detallado de la Geología.

Más adelante, la unión de la Geología a otras ramas de la ciencia, proporcionó la capacidad de explorar más en detalle la evolución del planeta y a los seres vivos que la habitan como fue el caso de la extinción de los dinosaurios por el impacto de un meteorito o a través de la exploración espacial, una exploración que ha hecho que la Geología Planetaria tenga cada vez más peso en nuestra sociedad para entender cómo se han formado y evolucionado otros cuerpos del sistema solar de cara la posible identificación de vida fuera de la tierra.

Hay, sin embargo, aspectos que hay que tener en cuenta al leer el libro. La Geología es una ciencia, pero también la Física, la Química, la Biología (nótense las mayúsculas). A lo largo del libro sólo la Geología comienza en mayúsculas. Esto puede molestar a lectores provenientes de otras ramas de la ciencia y llevar a error al lector que no conozca la historia. Incluso ciertas personas relevantes para la historia de la ciencia, da la impresión, como en el caso de Luis Walter Álvarez, de ser tratados como unos meros asistentes de los geólogos.

En resumen, un muy buen libro para aprender historia en todos sus sentidos desde la historia de la humanidad y el pensamiento a la historia de la ciencia en general y la Geología en particular.

Vuelve Pint of Science

Una versión reducida de esta entrada se publicó el lunes 8 de mayo en Hablando de Ciencia

Cada vez son más los eventos de divulgación científica que hay en nuestro país. Y cada vez ocurren con más frecuencia y en más lugares.

Uno de ellos, que ya se ha hecho un hueco en las agendas de la divulgación científica es el festival Pint of Science, que este año celebra ya su tercera edición.

En 2015 llegaba a España una iniciativa que se estaba extendiendo en varios lugares del mundo. Se trata del festival de divulgación científica Pint of Science. Llegaba de la mano de Inés Garmendia y Gaspar Sánchez tras haberse iniciado en Reino Unido en 2012 por dos investigadores del Imperial College de Londres.

Desde ese año, Pint of Science se ha propagado a varios países más con el único objetivo de llevar simultáneamente, y en 10 países (Reino Unido, Francia, España, Italia, Australia, Brasil, Canadá, Alemania, Tailandia y Japón), la investigación científica más actual, aquella que se está realizando en universidades y centros de investigación de todo el mundo, a un lugar dónde no se esperaría hablar de ciencia: el bar.

Dos años después de aterrizar en España, Pint of Science vuelve y se hace más grande.

Tras las 8 ciudades participantes en 2015 y las 21 de 2016, en 2017 se celebrará en 43 ciudades de toda España. Este año, durante los días 15, 16 y 17 de mayo, más de 400 investigadores harán que, en los más de 100 bares en los que se celebra, se cambien las discusiones sobre fútbol o política por charlas sobre ciencia y sobre sus investigaciones. Además, estos investigadores están dispuestos a responder las dudas de toda la sociedad, una tarea necesaria ya que en última instancia, son es la propia sociedad la beneficiaria de las investigaciones.

Concretamente, estos investigadores estarán hablando de temas tan variados como:

  • Neurociencias, psicología, psiquiatría,…
  • Química, física, astronomía, cosmología,…
  • Biología humana, salud,…
  • Ciencias de la tierra, evolución, zoología,…
  • Tecnología, ordenadores, matemáticas,…
  • Derecho, historia, política, economía,…

Y lo harán en las 42 ciudades que acogen el festival: A Coruña, Albacete, Alcalá de Henares, Algeciras, Alicante, Almadén, Avilés, Badajoz, Barcelona, Bilbao, Blanes, Cáceres, Castellón de la Plana, Ciudad Real, San Sebastián, Gijón, Girona, Granada, Guadalajara, Las Palmas de Gran Canaria, León, Logroño, Madrid, Málaga, Mérida, Murcia, Ondarroa, Oviedo, Palencia, Palma de Mallorca, Pamplona, Plasencia, Salamanca, Santander, Santiago de Compostela, Sevilla, Tenerife, Toledo, Valencia, Valladolid, Vitoria y Zaragoza.

Ya os hablé de Pint of Science en 2016 (LINK a POST 2016) pero este año es mucho más especial para mi. Tras la edición de 2016, Inés Garmendia y Gaspar Sánchez me pidieron, no sin antes pedírselo a otras personas, que seguro lo habrían hecho mejor que yo, que me hiciera cargo de la organización de Pint of Science en 2017. No sé si porque, como me dijo Natalia una vez, soy un poco masoquilla de la divulgación o porque soy muy masoquilla de la divulgación, acepté.

En cualquier caso espero que disfrutéis del trabajo de los más de 200 voluntarios que han trabajado duro, sacrificando mucho tiempo libre, durante más de ocho meses. Todo esto no sería posible sin ellos. Sólo hace falta que os paséis por Twitter y pongáis el hashtag #Pint17ES o los específicos a cada ciudad para ver quiénes son.

Además, este año Pint of Science cuenta con el patrocinio de Nabla Differential Wear, la revista Investigación y Ciencia y Vadillo Asesores, además de la colaboración de Hunteet, que nos van a dar unas cuantas sorpresas.

Si lees este post hoy, hasta las 23:50 del domingo 14 de mayo tienes la oportunidad de ganar una de las tres suscripciones a la revista Investigación y Ciencia. Sólo tienes que entrar aquí y seguir las instrucciones para participar en el sorteo.

Si no ganas la suscripción, todavía tendrás la oportunidad de suscribirte a la revista con un 30% de descuento.

También, Nabla Differential Wear sortearán 3 camisetas entre todos los que asistan a las charlas que se darán en cualquiera de las 42 ciudades. Lee esto para saber como participar.

Espero que podáis asistir a cuantas más charlas posibles, que las tuiteéis (usad los hashtags #Pint17ES y el hashtag de la ciudad que comentaba arriba y si colgáis una foto uséis #ParalaPoSteridad)

Por último recordaros que Podéis encontrar los bares y el programa de charlas de todas las ciudades en:

www.pintofscience.es

Y aunque suene a tópico, ¿nos vemos en los bares?

(No me gusta poner fotos de mi mismo, pero acabo de encontrar esta foto para otro artículo y la voy a poner. Este soy yo presentando a un José Luis Contreras para hablar de los fotones más energéticos del universo en la edición de 2016 de Pint of Science en el Café Moderno de Madrid)

 

Recopilación de artículos y algo más

Hace tiempo que no escribo en el blog, pero tiene su explicación. ¡He escrito en otros sitios! Y se podría decir que con más frecuencia de lo que lo hago aquí. Además, hay una explicación adicional. ¡En mayo vuelve el festival Pint of Science! Será los días 15, 16 y 17 de Mayo y este año estamos trabajando para que llegue a más de 100 bares de 43 ciudades de toda España y con alrededor de 300 investigadores que hablarán de sus investigaciones.

Daré más detalles en los días próximos al festival. De momento, por si os apetece os dejo con los artículos que he escrito en otros sitios amigos.

En Hablando de Ciencia:

Estrellas variables: Astrosismología (Publicada el 20 de febrero de 2017)

RS Puppis tomada por el Hubble. Una estrella variable de tipo cefeida

La frustración de los astrónomos profesionales (Publicada el 10 de abril de 2017)

Galaxia elíptica M89

En Principia:

Un gran debate (27 de febrero de 2017)

Ilustración de Dino Caruso Galvagno para este artículo en Principia.

En el blog de la Asociación Española de Comunicación Científica:

El canal en la comunicación científica (21 de marzo de 2017)

¿Hay algún canal mejor para comunicar ciencia que un bar?

Y lo dicho, en mayo más con Pint of Science.

¡Espero veros en los bares!

Instrumentación astrofísica

Ha pasado mucho tiempo desde que a los primeros astrónomos les bastaba con levantar la cabeza, mirar al cielo y hacer algún descubrimiento.

La necesidad de estudiar la luz que nos llega de los cuerpos celestes ha necesitado de avances en muchos campos distintos. Desde la física más básica a los materiales. Desde la química de laboratorio a la óptica. Desde la electrónica y la programación a la ingeniería mecánica más compleja.

La investigación en astrofísica no consiste solo en la observación y en el análisis de datos, también necesita investigar y desarrollar los dispositivos e instrumentos que permitan esa observación y análisis.

Sin embargo, no son los propios astrofísicos los que investigan y desarrollan esos instrumentos. Colaboran definiendo los requisitos que han de cumplir, pero luego son los ingenieros, cuyo conocimiento es más apropiado, los que se encargan del diseño y fabricación.

Es más, no suelen ser los propios centros de investigación, ni los ingenieros que investigan y trabajan ahí, los que desarrollan completamente esa tecnología. La investigación en astrofísica necesita de la industria especializada para la fabricación de la instrumentación.

A veces se piensa que la investigación en astrofísica es tirar el dinero del contribuyente para que se hagan fotos impresionantes. Pero no, además de cumplir con los objetivos de conocer el universo, el dinero del contribuyente vuelve al contribuyente a través de la industria que fabrica los instrumentos que los astrofísicos necesitan.

Por otro lado, esos instrumentos no se quedan únicamente en los centros de investigación en astrofísica. La tecnología desarrollada es posteriormente transferida a la sociedad en forma de cámaras fotográficas que son incorporadas en nuestros teléfonos móviles, de formas de comunicación inalámbrica a través de WiFi o de tratamiento de imagen para detectar mejor y más rápido posibles enfermedades que, si se retrasara su diagnóstico, serían mortales.

Esta reflexión viene a raíz de este vídeo publicado por el Instituto Astrofísico de Canarias en el que muestra la instrumentación astrofísica que se desarrolla para poder estar en la primera línea de investigación.

¡Qué lo disfrutéis!

La estrella γ Cas y sus emisiones de rayos X

Aunque parezca lo contrario a simple vista, no todas las estrellas son iguales. No sólo evolucionan de manera distinta sino que cada estrella o tipos de estrellas, viven una vida diferente.

Algunas estrellas evolucionan más rápido que otras y mueren de una manera o de otra. Muchas son variables, pulsantes de varios tipos o viven en parejas o sistemas múltiples que influyen las unas en las otras. Sin embargo, cuando las miramos a simple vista o con el telescopio sólo vemos una pequeña parte de lo que les ocurre.

A pesar de que parezcan relativamente tranquilas si nos vamos a otras partes del espectro electromagnético nos damos cuenta de que no lo son. Podemos llegar a detectar fenómenos extremadamente violentos y lo peor de todo es que no siempre sabemos a qué se deben. Engrosando la lista de problemas que hay que seguir investigando.

Uno de estos casos es la estrella γ Cas en la constelación de Casiopea, muy cerca de la estrella Polar. Con una magnitud de 2.15 es visible a simple vista incluso desde las ciudades en el hemisferio Norte. Se puede identificar fácilmente ya que es la estrella que está justo en el centro de la W que parece formar la constelación.

casiopeacdc

Constelación de Casiopea (Fuente: Daniel Marín)

A simple vista es una estrella normal. Se trata de una estrella de clase Be que forma parte de un sistema binario, es decir está acompañada de otra estrella que no se ha podido detectar a través de telescopios, sino a través de medidas indirectas de su movimiento alrededor del centro de masas común del sistema formado las dos estrellas. Esta estrella compañera se sabe que es un objeto muy compacto, y muy caliente, de alrededor de 1 masa solar, es decir, la masa de esta compañera sería similar a la de nuestro Sol.

Hace 50 años se descubrió que γ Cas tenía emisiones intensas de rayos X, pero no encajaban dentro de las típicas emisiones de rayos X que tienen las estrellas de tipo Be. La luminosidad de estos rayos X estaba entre la luminosidad de las Be típicas y la de las variables cataclísmicas.

Entre los modelos que se propusieron para explicar estas emisiones de rayos X, se pensaba que la estrella compañera podría ser una estrella de neutrones. De esta manera, la estrella Be acretaba materia directamente a la estrella de neutrones de igual manera que lo haría una variable cataclísmica. Sin embargo, cuando este modelo se aplicaba a todas las estrellas del mismo tipo, por ejemplo a X Per, en la constelación de Perseo, el modelo no reflejaba los mismos resultados.

En un artículo publicado recientemente K. Postnov, L. Osnikova y J.M. Torrejón han desarrollado un modelo a partir del anterior pero teniendo en cuenta algo que había pasado desapercibido. Una estrella de neutrones no es una estrella normal. En una variable cataclísmica, el material de la estrella cae sobre la superficie de una enana blanca o enana roja y, en pocas palabras, se calienta hasta emitir rayos X. En el modelo que han desarrollado Postnov, Osnikova y Torrejón, tienen en cuenta que en una estrella de neutrones la materia no llega a la superficie ya que por un lado tiene que penetrar el intenso campo magnético de la estrella de neutrones que lo caracteriza y por otro tiene que vencer la fuerza centrífuga generada por la rápida rotación de la estrella de neutrones. Estas barreras evitarían que la materia cayera a la superficie de la estrella generando una situación a la que llaman fase de propulsión o fase propulsora.

Teniendo en cuenta este mecanismo, se explicarían, de manera cuantitativa, las luminosidades de las emisiones de estrellas del tipo γ Cas. Eso sí, como siempre, esto es sólo un modelo teórico. Puede que aparezcan otros que expliquen igual de bien, o mejor, el caso de este tipo de estrellas, pero de momento es un buen comienzo para seguir investigando.

Referencias

Me enteré de esta estudio a través de una noticia de la Agencia SINC: Descubierto el origen de la radiación de rayos X de una estrella vecina

El artículo original:

A propelling neutron star in the enigmatic Be-star γ Cassiopeia. K. Postnov, L. Oskinova, J.M. Torrejón. ArXiv: 1610.07799v1 [astro-ph.HE]

En Navidad y el resto del año, ¡mide!

Como dice Javier Fernández Panadero autor del blog La Ciencia para todos y de varios libros, entre ellos Aproxímate, “Mide, calcula, estima, comprueba, decide… Toma posesión del mundo, conquístalo”. Es algo con lo que estoy totalmente de acuerdo. No dejes que nadie te diga que algo es de una determinada manera. Mídelo, haz las estimaciones necesarias, calcúlalo, comprueba que lo que has medido es así y decide si estás de acuerdo o no.

Se podría pensar que la Astronomía y la Astrofísica son unas ramas de la ciencia dónde medir sin una instrumentación basada en tecnología precisa es imposible. Incluso, se puede pensar que un aficionado lo único que podría hacer es observar a través de un telescopio y quedarse embobado disfrutando de lo que nos ofrece el universo. En realidad, no es así. Es más, los primeros astrónomos estaban más preocupados por observar y medir lo que veían a simple vista. No podía ser de otro modo, ya que no disponían de la tecnología ni instrumentación necesaria para hacer algo más complicado. Y la verdad es que hicieron grandes descubrimientos de esta manera.

Vamos a seguir los pasos de estos astrónomos.

Seguro que has hecho algún viaje. Algún viaje lo habrás hecho a alguna ciudad más al norte que la tuya y otros viajes los habrás  hecho a alguna ciudad más al sur. Si has tenido suerte y el cielo estaba despejado por la noche, habrás notado que el cielo es ligeramente distinto. Si has ido al sur, habrás visto estrellas que no podías ver desde tu casa y si has ido al norte, es probable que te hayas dado cuenta que algunas de las estrellas que veías desde tu casa, no las puedes ver.

Cojamos una estrella bien conocida. Por ejemplo, α Ursae Minoris más conocida como la estrella polar, o Polaris. Si no sabes dónde está, aquí puedes ver como localizarla.

Aunque no siempre ha sido así, la estrella polar indica el punto más cercano al polo norte celeste, que es en una primera aproximación, el punto más cercano al polo norte geográfico. Si durante un tiempo prolongado durante una noche, nos quedamos mirando a la estrella polar, veremos que el resto de estrellas giran alrededor de ella, permaneciendo prácticamente inmóvil a lo largo de la noche.

Antes de seguir, hay que dejar claro que esto sólo es válido en el hemisferio norte, ya que desde el hemisferio sur, es imposible ver la estrella polar.

El hecho de que indique donde está el polo norte geográfico es importante. Si nos movemos hacia el norte, la estrella polar cada vez estará más alta en el cielo, es decir, cada vez se alejará más del horizonte. En el polo norte geográfico, se encontrará en el punto más alto sobre nuestras cabezas, conocido como cénit. Si nos movemos hacia el sur, la estrella polar estará cada vez más baja en el cielo y se aproximará al horizonte. En el ecuador, estará justo en el horizonte.

Sabiendo cómo se mueve desde una posición más baja a una más alta cuando nos movemos de sur a norte y que está inmóvil a lo largo de la noche, la estrella polar es una firme candidata para determinar la latitud de cualquier lugar del hemisferio norte.

Esto se sabe desde hace mucho tiempo y los primeros astrónomos, geógrafos y navegantes han utilizado la estrella polar para saber la latitud de una ciudad desde siempre.

La latitud la podemos determinar midiendo la altura a la que está la estrella polar sobre el horizonte. Según la Wikipedia “La latitud es la distancia angular entre la línea ecuatorial (el ecuador), y un punto determinado de la Tierra, medida a lo largo del meridiano en el que se encuentra dicho punto. Según el hemisferio en el que se sitúe el punto, puede ser latitud norte o sur”. Son muchas palabras pero, como lo que queremos es medir, calcular, estimar y comprobar, nos basta con saber cuál es la distancia, en grados, medida sobre el cielo desde el ecuador hasta el lugar en el que nos encontramos. Pero eso es equivalente a decir que la latitud es la altura de la estrella polar sobre el horizonte

¿Qué complicado instrumento desarrollado por el ser humano tenemos que utilizar? Ninguno. Simplemente tu mano.

En una primera aproximación (recuerda que estamos haciendo estimaciones), si extiendes el brazo dependiendo de si extiendes también la mano, el puño o sólo un dedo puedes estimar cuantos grados hay en el cielo. La siguiente imagen es una guía para saber cuántos grados en el cielo representa tu mano.

czlvxi-w8au_k4s_toakidin-learntoskywatch

(Fuente: Twitter vía Tokaidin)

Vamos a poner en práctica todo esto con un ejemplo.

Supongamos que estamos en Madrid. A pesar de la contaminación lumínica todavía somos capaces de ver la estrella polar. Extendemos nuestro brazo y medimos la altura en grados desde el horizonte a la estrella polar.

Probamos extendiendo la mano como en la figura #1 y, como nos quedamos cortos, superponemos la mano como en la figura #2. Vemos que llegamos a la estrella polar. En total hemos medido 40o. Podemos dar como bueno este valor o volver a medir. Para asegurarnos que hemos superpuesto las manos correctamente, vamos a usar otra posición de las manos, por ejemplo extendemos la mano como en la figura #3 y vamos superponiendo esta posición hasta llegar a la estrella polar. Vemos que la tenemos que superponer 4 veces. Por lo tanto, volvemos a medir 40o. Cambiar la forma en que medimos es fundamental para asegurarnos que hacemos las cosas bien y no nos engañamos con el resultado.

Hasta este momento hemos estimado, medido y calculado. Ahora tenemos que comprobar que nuestro valor es correcto. Vamos de nuevo a la página de la Wikipedia de Madrid y vemos lo siguiente:

coordenadas

Coordenadas de Madrid (Fuente: Wikipedia)

Vemos que la latitud de Madrid es 40025’’08” Norte. Parece que nuestro valor es correcto, pero ¿estamos seguros de ello? Podría ser que la Wikipedia estuviera equivocada o que quién escribió el artículo sobre Madrid nos quisiera engañar. No podemos tomar una decisión todavía, necesitamos comprobar otras fuentes. Vamos a probar en la web del Instituto Geográfico Nacional. Si vamos a la reseña de la estación permanente GNSS de Madrid (Global Navigation Satellite Service), vemos que la latitud que indica es 40° 26′ 45,00901”, que es muy parecida a la que nos daba la Wikipedia. Podríamos seguir buscando referencias a la latitud de Madrid, pero siempre vamos a ver que está cerca de los 400 de latitud. Es decir, decidimos que nuestra medida es aceptablemente válida.

¿Por qué hay una diferencia entre lo que hemos medido nosotros (aproximadamente 400), lo que dice Wikipedia y lo que dice el IGN? Por varias razones.

Primero porque la estrella polar no está exactamente en el polo norte celeste sino que hay una desviación de casi 1o en su posición.

Segundo, no todas las manos son igual de grandes, así que habrá diferencias que pueden llegar a ser considerables (usando el esquema de la figura de arriba). Sobre todo si comparamos la mano de un niño con la de un jugador de baloncesto de 2 m de altura.

Tercero, y más importante, porque toda medida siempre está acompañada de un error. El instrumento con el que midamos tiene asociado un error de medida. Por ejemplo si medimos con una regla que sólo tiene marcas de milímetros, el error que mediremos será de ± 1 milímetro. Además hay que tener en cuenta que cada vez que midamos obtendremos valores ligeramente diferentes por el simple hecho de medir. Al medir con nuestra mano, el error es bastante alto, De hecho es tan algo que si siguiéramos este procedimiento en Albacete, Madrid y Zamora, a pesar de estar a diferentes latitudes (aunque muy próximas entre sí), no llegaríamos a notar diferencia entre ellas.

En cualquier caso, para tener una estimación, que era lo que perseguíamos y lo que perseguían los antiguos astrónomos, geógrafos y navegantes lo que obtenemos es un valor muy bueno.

Vuelvo a citar a Javier Fernández Panadero, para que no se os olvide: “Mide, calcula, estima, comprueba y decide”.

Referencias

Aproxímate. Mide, calcula, estima. La ciencia para todos. Javier Fernández Panadero