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:

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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

¿Qué diferencia a la astronomía de otras ciencias?

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Referencias

Metalicidad en Wikipedia.

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

Arqueoastronomía

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

 

Referencias

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

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

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

Archaeoastronomy and the orientation of old churches. A.Gangui

¿Qué es una estrella?

 

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

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

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

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

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

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

  • Cadena ppI:

1H + 1H -> 2H + e+

2H + 1H -> 3He

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

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

  • Cadena ppII:

3He + 4He -> 7Be

7Be + e- -> 7Li

7Li + 1H -> 2 4He

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

  • Cadena ppIII:

3He + 4He -> 7Be

7Be + 1H -> 8B

8B -> e+ + 8Be

8Be -> 2 4He

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

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

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

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

12C + 1H -> 13N

13N -> e+ +13C

13C + 1H -> 14N

14N + 1H -> 15O

15O -> e+ + 15N

15N + 1H -> 4He + 12C

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

La otra rama del ciclo CNO es la siguiente:

15N + 1H -> 16O

16º + 1H -> 17F

17F -> e+ +17O

17O+ 1H -> 4He + 14N

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

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

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

Una respuesta rápida es NO. Pero hay que particularizar.

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

protoestrella

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Enana marrón

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

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

Jupiter_by_Cassini-Huygens

Júpiter visto por la sonda Cassini-Huygens

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

Referencias

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

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

Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press.

Supernovas y neutrinos

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

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

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

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

Resto de la supernova 1987A (Fuente: Wikipedia)

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Referencias

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

¡Ya está aquí Pint of Science 2016!

¡Ya está aquí el festival Pint of Science!

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¿No sabes qué es?

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

¿Y dónde tiene lugar?

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

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

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

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

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

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

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

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

Mapa de ciuades PoS

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

¿Y por qué os cuento todo esto?

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

Y si no me creéis, mirad el programa aquí.

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

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

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

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

Y ahora sí que queda bien decir eso de…

¿Nos vemos en los bares?

La influencia de los planetas en nuestra vida

La posición de las estrellas y los planetas en el cielo determina como será nuestro futuro. Nos da las claves de nuestra personalidad, nos dice que tal nos irá en el amor, la salud y si tendremos la suerte de llevarnos un dinero extra que nos saque de todos nuestros apuros. Esto ha sido así desde hace más de 2000 años en el entorno del mediterráneo. Incluso se descubrió una tabla de marfil que pudo pertenecer a uno de los primeros astrólogos. ¿Pueden 2000 años de historia de la astrología estar equivocados?

La respuesta es que .

La astrología se basa en la supuesta influencia que tienen las estrellas y los planetas en nuestras vidas por el hecho de estar ahí. Antiguamente, se pensaba que la tierra estaba en el centro del universo y que los diferentes planetas eran los dioses que se movían por el cielo mientras vigilaban la tierra e influían sobre los seres humanos (sobre los animales y otros seres vivos, no opinaban). Además cada planeta estaba situado en una esfera a diferente distancia de la tierra. Se consideraba la esfera por ser la figura geométrica más perfecta que se conocía.

Por otro lado, todas las estrellas que se podían ver a simple vista estaban fijas en otra esfera (todas ellas en la misma esfera y a la misma distancia) que estaba más allá de los planetas. Más allá de la esfera no había nada. Sólo existía el vacío.

Los planetas siempre seguían la misma trayectoria. Pasaban por los mismos puntos. Este camino, ahora conocido como plano de la eclíptica, pasaba a través de unas ciertas agrupaciones de estrellas – asterismos – que formaban una representación, normalmente mitológica. Las agrupaciones son constelaciones y nos sirven para orientarnos en el cielo. Concretamente, las constelaciones por las que pasan los planetas son las constelaciones del Zodiaco o signos del Zodiaco (con excepciones como puede ser la constelación de Ofiuco)

Lo interesante de estas agrupaciones de estrellas es que no son físicas, es decir, tienen la forma que tienen por pura casualidad ya que cada estrella se encuentra a una distancia diferente. De hecho, ni siquiera los planetas pasan de verdad a través de las constelaciones, ni siquiera entre dos estrellas. Los planetas están mucho más cerca de nosotros que cualquier estrella que consideremos parte de una constelación.

Recapitulemos. La astrología se basa en la influencia que tienen unas formas geométricas compuestas por estrellas, que no están unidas físicamente entre sí, y están a mucha distancia unas de otras (de hecho desde otro punto del universo, las constelaciones ni siquiera tendrían la misma forma). También se basa en la influencia de unos planetas que están compuestos de rocas o gases (rodeados de satélites que parecen no tener influencia en nosotros) y que además no pasan realmente cerca de las estrellas que los acogen. Además, la influencia es selectiva y sólo afecta a los seres humanos. Las plantas o los animales, también seres vivos, no son afectados.

Sin embargo, hay un aspecto que todavía no se ha tratado. Cuando se empezó a pensar en la influencia de los planetas en nuestra vida, sólo se conocían aquellos que se podían ver a simple vista. Ahora se sabe que hay más. En el NASA Exoplanet Archive, a fecha de hoy, aparecen 1963 planetas exteriores al sistema solar detectados y confirmados. Si los planetas influyen en nuestra vida, y la distancia a ellos no es importante para las predicciones astrológicas (como prueba que cada planeta del sistema solar esté a una distancia diferente), estos 1963 exoplanetas también deberían influir en nosotros de la misma manera.

Michael B. Lund de la Universidad Vanderbilt se lo ha planteado en su artículo Astrology in the era of exoplanets.

En este artículo, ha localizado todos los exoplanetas conocidos en un mapa del cielo.

Map of exoplanets

Exoplanetas conocidos sobre el mapa del cielo

Según la astrología sólo los que están sobre el plano de la eclíptica (línea en color magenta), y por tanto pasan por las constelaciones del Zodiaco, afectan a nuestra vida.

Esta es la distribución de planetas por cada constelación del Zodiaco.

Planets per Zodiac Constellation

Planetas por constelación del Zodiaco según su método de detección

Vemos que hay muchos más que los tradicionales Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Además, sabemos que cuando se inició la astrología, Urano y Neptuno todavía no se habían descubierto y se añadieron a la lista para determinar su influencia, de la misma manera que el resto.

Cómo la astrología pretende estar al día de los descubrimientos astronómicos y ayudarnos a predecir nuestro futuro, está al tanto de los avances y los incorpora a sus teorías.

Quizá ahora está claro por qué la astrología falla en sus predicciones. La razón puede ser que hasta ahora no han tenido en cuenta todos los planetas que existen y tienen que incorporarlos según se vayan descubriendo para mejorar las predicciones, por lo que ahora tienen mucho trabajo: más de 260 planetas que estudiar para determinar la influencia que tienen sobre nosotros. Y cada día se descubren más planetas, que posiblemente estén sobre la eclíptica ¡La astrología va a generar tantos puestos de trabajo que acabarán con la crisis!

O quizá lo que ocurra es que la astrología sólo sirve para sacarle el dinero a los que no pueden dormir y se pasan la noche viendo programas de televisión poco recomendables cuando podrían estar, por ejemplo, leyendo algo más interesante que les pueda servir para evitar caer en la tentación de la astrología. Además un buen libro ayuda a dormir mejor que cualquier astrólogo aunque estos predigan que el planeta 61 Vir influye en la capacidad de los virgo para dormir.

Referencias

Michael B. Lund. Astrology in the era of exoplanets [arXiv: 1603.09496v1]