Ya está aquí Desgranando Ciencia 4

Casi no llego a decíroslo.

¡Ya está aquí Desgranando Ciencia 4!

Seguro que ya lo conocéis, pero por si acaso os cuento qué es.

Desgranando Ciencia es un mega evento de divulgación científica que ya va por su 4ª edición y que comenzó su andadura en 2013.

Desgranando Ciencia es un evento que se celebra en la maravillosa ciudad de Granada y en el que podrás ver, oír, experimentar, hablar, disfrutar, y visitar la ciencia. Esta 4ª edición tendrá lugar en el Parque de las Ciencias de Granada los días 14, 15 y 16 de diciembre y ¡es gratuito!

Durante el evento podrás asistir a muchísimas charlas de divulgación científica contadas de primera mano por algunos de los mejores divulgadores científicos de España. La calidad de las charlas habla por sí misma cuando ves el programa.

Estas charlas tendrán lugar los días 15 y 16. Al mismo tiempo, si no te quieres perder las charlas, pero no tienes que hacer con los peques de la casa, no te preocupes. Llévatelos contigo y déjales que disfruten de Desgranando Ciencia Junior. El programa que han preparado es para asistir ya seas niño o adulto.

Esto ocurrirá los días 15 y 16, pero ¿qué pasa con el día 14? Pasa que este año han preparado un el “Curso de Técnicas de Divulgación” en el que si quieres asistir tendrás que haberte registrado.

Pero eso no es todo. Como parte del evento se organiza una Feria del Libro de Divulgación Científica en la que participarán Investigación y Ciencia, Biblioteca Buridán, Colección Científicos y Next Door Publishers.

Desgranando Ciencia está organizado por la Asociación Hablando de Ciencia, a la que le tengo mucho cariño, conjuntamente con la Universidad de Granada y Laniakea Management & Communication.

Sé que llego un poco tarde, pero si no tenéis planes u otras obligaciones (como es mi caso) para este fin de semana, no lo dudéis, ¡haced una escapada a Granada y disfrutad de Desgranando Ciencia! Y si no podéis, siempre podréis verlo a través de streaming a través de youtube. Seguid a @Sci_Granada y así podréis tener el enlace en cuanto lo publiquen.

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Extinción Estelar

Fuente: European Space Agency (ESA/Hubble)

Esta entrada fue publicada con anterioridad en Hablando de Ciencia

Se suele decir que «nada es lo que parece» y, en el caso del brillo de las estrellas, este dicho es cierto. La razón es que, aunque nos parezca lo contrario, el espacio entre las estrellas no está vacío. Hay grandes cantidades de gas, principalmente hidrógeno, pero también pequeñas partículas de polvo que no detectamos. Estos dos componentes son los culpables de que el brillo de las estrellas no sea el que parece y sobre todo, hace que las distancias a las estrellas no sean las que parecen ser.

El gas que está entre las estrellas tiene valores en torno al cero absoluto, pero en las cercanías de las estrellas toma valores superiores y cercanos a los 100 K (-173,15°C). Esta temperatura se debe a que la radiación emitida por las propias estrellas lo calientan. Hemos comentado que el gas se compone principalmente de hidrógeno, pero gracias a las observaciones pasadas, usando observaciones en el infrarrojo, ultravioleta y radio, e investigaciones más recientes, como las del proyecto ASTROMOL, sabemos que también hay calcio, sodio, etc., pero también moléculas mucho más complejas.

En cuanto al polvo, sabemos que está formado por partículas sólidas, en su mayoría grafitos y silicatos, con tamaños del orden de 0,5 μm (0,0000005m) y formas alargadas.

Este polvo provoca un oscurecimiento de la luz. Es algo muy fácil cuando hay fuertes vientos que levantan mucho polvo. Cuando eso sucede, parece que llega menos luz del Sol y sin embargo llega la misma luz, solo que más oscurecida (y enrojecida)

Tormenta de polvo en Sidney en 2009. (Fuente: Wikipedia, The Wub)

El polvo hace que el brillo se reduzca. Esto quiere decir que la magnitud aparente, en presencia de polvo, es menor y, dado que una de las principales maneras que tenemos de medir las distancias a las estrellas es a través de la medida de su magnitud aparente, su distancia aumenta ya que, al parecer menos brillante, podríamos pensar que está más lejos.

La extinción (A) depende del rango espectral en el que se realicen las observaciones. Si las observaciones se hacen en el infrarrojo la extinción será débil, mientras que será mayor en el ultravioleta. Por ejemplo, en el entorno solar, la extinción en el rango visible se estima en 1,5 magnitudes por cada mil parsecs, es decir, cada kiloparsec que nos alejamos del sol, el brillo de una estrella lejana se reduce en 1,5 magnitudes. Esto hace que, a la hora de calcular la distancia a esa estrella, estemos cometiendo un error considerable. Y esto solo en las inmediaciones del sistema solar. Si queremos observar estrellas más lejanas, la contribución de todo el polvo, de la galaxia, y del espacio intergaláctico, es mucho mayor.

La extinción la podemos medir de dos formas. Una sencilla, cuando las distancias son conocidas, y otra un poco más complicada cuando no conocemos la distancia a la estrella.

La sencilla se aplica a estrellas que conocemos su magnitud absoluta (el brillo que tendría la estrella si estuviera a una distancia de 10 parsecs) y su distancia. Se trata de un cálculo sencillo, pero es complicado que podamos utilizarlo ya que lo que nos suele interesar es conocer la distancia de la estrella, así que solo se puede aplicar en contadas ocasiones.

La manera complicada es recurriendo a un parámetro conocido como exceso de color que es la diferencia entre el índice de color observado y el índice de color intrínseco.

El índice de color se define como la diferencia de magnitud observada en el rango del espectro del color azul y la observada en el visible.

De esta forma el índice de color observado sería el que medimos a través de observaciones y el intrínseco lo podemos obtener a través de medidas de otras estrellas del mismo tipo espectral y luminosidad, y que esté cerca de la tierra, que la estrella que queremos medir.

Como una fórmula vale más que 103 palabras, el exceso de color se representa así:

E (B-V) = (B-V) – (B-V)0

Por medio de esta diferencia y conociendo un parámetro (R) que depende de la forma de la curva de extinción (y que es lo realmente complicado de conocer) podemos determinar el valor de la extinción A.

El polvo causante de la extinción estelar se encuentra en casi cualquier parte del universo, pero es más abundante en determinadas zonas conocidas como nebulosas. Si hay objetos en el universo, que llaman realmente la atención por lo bonitos que son, son las nebulosas. Hay de varios tipos, oscuras, de reflexión, de reflexión… pero eso será quizá un tema para otro artículo.

Nota: 1 parsec (pc) equivale a 3,26 años luz o 3,08 x 1016 m. Es una magnitud absurdamente grande y aunque en divulgación y medios de comunicación, se hable de años luz, en astrofísica la unidad de longitud que se utiliza, para distancias superiores al tamaño del sistema solar, es el parsec.

 

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.

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.

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.

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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.

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(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

Detectando planetas a través de la Química de sus estrellas

La búsqueda de planetas extrasolares se ha convertido en uno de los campos de investigación más activos en astronomía en los últimos años.

El uso de diferentes métodos de detección es muy necesario, ya que además de detectar el planeta, hay que confirmar su existencia real para asegurarnos de que no se trata de una señal falsa. Esto es especialmente importante cuando se usa el método de la velocidad radial.

Sin embargo, si hay algo que en Astronomía y en Astrofísica se utiliza con mucha frecuencia, y es muy conocido y útil, es la espectroscopía, es decir, estudiar los espectros de las estrellas para averiguar su composición química y la abundancia de cada uno de los elementos químicos que la forman.

La espectroscopía podría convertirse en una técnica importante para la búsqueda de vida extraterrestre, pero también puede llegar a ser útil en la búsqueda de planetas extrasolares.

Los planetas se forman a partir de la misma nube de gas en la que se forman las estrellas. Estas nubes están principalmente formadas por hidrógeno y helio, pero también por elementos químicos más pesados.

Cuando los planetas se empiezan a formar incorporan los elementos más pesados en su interior dejando los gases más ligeros libres para que se incorporen a la estrella en las fases más tardías de la evolución. Esto hace que las estrellas formadas tengan un déficit de elementos pesados que no tendrían en caso de no tener planetas a su alrededor.

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Elementos deficitarios en el Sol debido, probablemente a los planetas rocosos interiores

Una de las estrellas que mejor conocemos químicamente es nuestro Sol. Podríamos utilizarlo para compararlo con otras estrellas y ver si detectando su composición química podemos averiguar si hay una deficiencia de elementos pesados al igual que en el Sol que nos permita decir si hay planetas o no.

El problema es que no todas las estrellas son como el Sol, y sólo se podría usar este método para estrellas de tipo Solar.

Por suerte, el Sol es una estrella atípica en el sentido de que está sola. La mayoría de las estrellas están ligadas gravitacionalmente a otras estrellas formando sistemas múltiples, principalmente binarios.

En los sistemas binarios, ambas estrellas se formaron en la misma nube, por lo que es de esperar que ambas tengan aproximadamente el mismo patrón de abundancias de elementos químicos. Si además, las dos estrellas son gemelas, es decir, tienen los mismos parámetros estelares (tamaño, temperatura, etc), un análisis detallado de sus espectros puede ayudar a determinar pequeñas diferencias en su composición que pudieran ser debidas a la formación de planetas a su alrededor, es decir planetas que podrían haber incorporado parte del material de la nube generando un déficit de elementos pesados en una de las dos estrellas.

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Diferencia de abundancias frente a la temperatura de condensación en el sistema 16 Cyg

Otra situación interesante se puede dar debido a la gravedad. Un planeta que debido a inestabilidades en su órbita cae hacia su estrella y termina siendo engullido por esta. En este caso, la composición química del planeta, con todos sus elementos más pesados, terminarían formando parte de la estrella alterando la composición química de la atmósfera estelar. Pongamos como ejemplo estrellas de tipo solar. Estas estrellas según van evolucionando empiezan a tener un déficit de Litio en su composición. Un planeta que hubiera incorporado litio en su formación, y que fuera engullido por su estrella, cedería todo ese Litio a la estrella y por lo tanto aparecería litio en su espectro cuando, en el caso de que no existiera ningún planeta, no debería haber.

De momento las evidencias de que este método de detección de planetas sea fiable son pocas. Se han estudiado casos como los del sistema binario 16 Cyg o HIP 11915, pero todavía no se han detectado anomalías en las abundancias de elementos químicos que impliquen evidencias. Por ello hay que seguir estudiando estrellas con planetas confirmados y realizar estudios de precisión que puedan ayudar, no sólo a detectar planetas sino también a entender mejor la formación estelar y planetaria.

Referencias:

Meléndez, I. Ramirez. Planet signatures in the chemical composition of Sun-like stars. arXiv:1611.04064v1 [astro-ph.EP]. 13 Nov 2016