¿Qué es una estrella?

 

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

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

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

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

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

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

  • Cadena ppI:

1H + 1H -> 2H + e+

2H + 1H -> 3He

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

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

  • Cadena ppII:

3He + 4He -> 7Be

7Be + e- -> 7Li

7Li + 1H -> 2 4He

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

  • Cadena ppIII:

3He + 4He -> 7Be

7Be + 1H -> 8B

8B -> e+ + 8Be

8Be -> 2 4He

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

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

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

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

12C + 1H -> 13N

13N -> e+ +13C

13C + 1H -> 14N

14N + 1H -> 15O

15O -> e+ + 15N

15N + 1H -> 4He + 12C

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

La otra rama del ciclo CNO es la siguiente:

15N + 1H -> 16O

16º + 1H -> 17F

17F -> e+ +17O

17O+ 1H -> 4He + 14N

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

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

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

Una respuesta rápida es NO. Pero hay que particularizar.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Enana marrón

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

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

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Júpiter visto por la sonda Cassini-Huygens

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

Referencias

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

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

Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press.

Supernovas y neutrinos

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

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

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

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

Resto de la supernova 1987A (Fuente: Wikipedia)

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Referencias

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

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

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

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

La primera charla correrá a cargo de María Magdalena Hernán.

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

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

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

Seguiremos con la charla de Mari Cruz Gálvez Ortiz.

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

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

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

día 25

¿Nos volvemos a ver esta tarde en el bar?

¡Hoy es el segundo día de Pint of Science!

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

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

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

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

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

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

Después continuaremos con la charla de Benjamín Montesinos.

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

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

día 24

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

¿Nos vemos esta tarde en el bar?

¡Hoy comienza Pint of Science!

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

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

La primera charla correrá a cargo de José Luis Contreras.

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

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

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

Después continuaremos con la charla de Manuel González.

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

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

día 23

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

¿Nos vemos esta tarde en el bar?

¡Ya está aquí Pint of Science 2016!

¡Ya está aquí el festival Pint of Science!

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¿No sabes qué es?

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

¿Y dónde tiene lugar?

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

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

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

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

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

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

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

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

Mapa de ciuades PoS

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

¿Y por qué os cuento todo esto?

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

Y si no me creéis, mirad el programa aquí.

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

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

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

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

Y ahora sí que queda bien decir eso de…

¿Nos vemos en los bares?

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]

Física de astropartículas

Durante muchos siglos la única manera que teníamos de entender lo que pasaba en el universo, era a través de la luz que llegaba a nuestros ojos, ya fuera a través de la observación directa o a través de telescopios desde los tiempos de Galileo. Aunque el ojo humano es un instrumento maravilloso, existen fenómenos que el ojo no puede detectar debido a que caen fuera del rango de longitudes de onda en el que es eficaz. Muchos de estos procesos son altamente energéticos y constituyen la rama de la Astrofísica de partículas o Física de astropartículas.

La Física de astropartículas es relativamente reciente. En esencia trata de investigar todos aquellos procesos astrofísicos de alta energía.

Prácticamente comenzó su andadura en 1911 con el descubrimiento de los rayos cósmicos por Victor Hess. Los rayos cósmicos son parte de esos procesos de alta energía que suceden en el Universo pero, ¿cómo distinguir si lo que recibimos de un objeto astronómico es debido a un proceso normal o de alta energía?

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Victor Franz Hess (Fuente: Dominio Público)

La mayor parte de la luz que recibimos de estrellas, nebulosas, galaxias,… se debe a procesos térmicos. Un proceso térmico es aquel en el que la radiación que medimos (no sólo visible, sino también infrarroja o ultravioleta, por ejemplo) se puede aproximar a la de un cuerpo negro. Los procesos que dan lugar a la radiación térmica comienzan en los núcleos de la estrellas. Son procesos de fusión nuclear de Hidrógeno, Helio y otros elementos más pesados que a su vez son los que dan lugar a la evolución de la propia estrella. Aunque son procesos realmente energéticos, éstos están todavía en el campo de la Física Nuclear. La energía que generan estos procesos de fusión es la responsable de la radiación que es emitida por la estrella. A su vez esta radiación incide sobre otros átomos presentes en su entorno y da lugar a la radiación (también térmica) que observamos en nebulosas y galaxias.

Sin embargo, la fundación de la radio astronomía, después de la Segunda Guerra Mundial, y la capacidad de detectar radiación en el rango de los rayos gamma, a partir de la década de los 60, contribuyeron a dejar claro que los procesos térmicos no eran los únicos que sucedían en el Universo.

Pero, pensemos un momento. Las ondas de radio forman parte del espectro electromagnético al igual que la luz visible, infrarroja y ultravioleta, ¿cómo es posible que la radio astronomía contribuyera al desarrollo de la Física de astropartículas?

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Uno de los dos telescopios MAGIC de 17 metros en La Palma (Credito: Robert Wagner, MPI de  Física, Munich / ASPERA).

Vamos a recordar lo que hablamos sobre el índice espectral aquí. Si la radiación emitida por una radio fuente dependiera de la frecuencia como ν2, ésta tendría un origen térmico ya que la distribución de energía tendría la forma de la aproximación de Rayleigh-Jeans, que se deriva de considerar la ecuación de la distribución de energía de Planck para bajas frecuencias (precisamente las que corresponden a las ondas de radio). Sin embargo, no se observa esta dependencia con la frecuencia, sino algo del tipo ν-0.5. Esto quiere decir que la radiación observada no es de origen térmico. En un alarde de originalidad a esta radiación se le llamó no térmica. De hecho, se trata de radiación sincrotrón causada por electrones moviéndose a velocidades relativistas en el interior de un campo magnético. Es más, sabemos que es radiación sincrotrón porque es la misma que observamos en los aceleradores de partículas en la tierra cuando aceleramos partículas cargadas siguiendo una trayectoria curva en el interior de un campo magnético. De ahí su nombre.

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Generación de radiación sincrotrón (izquierda) y comparación entre radiación térmica y no térmica (derecha) (Fuente)

A pesar de que la radiación observada (ondas de radio) es la que menos energía tiene de todo el espectro electromagnético, ésta es provocada por procesos de alta energía, que generan radiación no térmica, propios del campo de estudio de la Física de astropartículas.

Esta radiación se ha observado, por ejemplo, en restos de supernova, dejando claro lo altamente energéticas que son las explosiones de supernova.

Pero no sólo las ondas de radio nos dan pruebas de los procesos físicos de alta energía que ocurren en el Universo. También las radiaciones más energéticas, como los rayos X o los rayos gamma, son una prueba de ello.

En los laboratorios en tierra podemos estudiar la distribución de energía que tienen los procesos de dispersión de Compton y dispersión de Compton inversa. En la dispersión de Compton inversa los fotones adquieren energía en la retro dispersión de electrones cuando chocan con ellos. Para que esto ocurra, los electrones se tienen que estar moviendo a velocidades muy altas. Si al observar un objeto astronómico medimos, en el rango de los rayos X o de los rayos gamma, una distribución de energía que se corresponde con una distribución de energía de una dispersión de Compton inversa, podemos decir que existen procesos de alta energía, y de nuevo volvemos a entrar en el ámbito de la Física de astropartículas.

A veces, los procesos que generan radiación sincrotrón y los que generan dispersión de Compton inversa se unen para dar lugar a una combinación de ondas de radio y radiación más energética, ya sea en el rango de rayos X, de rayos gamma o ambos a la vez. Imaginemos la siguiente situación. Tenemos electrones moviéndose a gran velocidad en un campo magnético y por lo tanto se está emitiendo radiación sincrotrón que podemos medir usando técnicas de radioastronomía. Los fotones que se producen en la radiación sincrotrón, se encuentran con otros electrones relativistas y se produce dispersión de Compton inversa. El resultado es que el fotón inicial adquiere más energía, emitiendo, por tanto, también rayos X y/o rayos gamma.

Hasta ahora, hemos visto que los procesos de alta energía que se producen en algunos objetos astronómicos se deben a electrones relativistas, es decir, electrones que se están moviendo a velocidades próximas a la de la luz. Pero también observamos rayos cósmicos de una energía extremadamente alta que demuestran que no sólo los electrones son acelerados hasta altas energías, sino que también las partículas compuestas (hadrones), como los protones, también son aceleradas. La distribución de energía de estos protones sería diferente. Los protones interaccionarían con el gas con el que se encuentren en su camino y daría lugar a piones neutros (una partícula compuesta por un quark y un antiquark u o por un quark y un antiquark d). A su vez el pion neutro se desintegraría en dos fotones de alta energía (rayos gamma) con un espectro diferente al de la dispersión de Compton inversa. También podría pasar que la interacción diera lugar a piones cargados (compuestos por un quark u y un antiquark d o viceversa). La desintegración de estos piones cargados generaría neutrinos con una energía muy alta. Lo complicado de todo esto, es que aunque se han observado neutrinos de muy alta energía, no se han podido asociar a ninguna fuente puntual, es decir, a un objeto astronómico, por lo que no podemos conocer su origen.

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Uno de los eventos producidos por un neutrino de muy alta energía superpuesto a una imágen del laboratorio Ice Cube en el Polo Sur. (Crédito: Colaboración Ice Cube)

Quedan muchas preguntas por responder en el campo de la Física de astropartículas. Queda mucho por investigar para poder identificar los objetos astronómicos que producen las astropartículas y poder llegar a conocer el Universo en detalle. Pero no debemos olvidar que la Física de astropartículas es todavía una rama de la ciencia muy joven y todavía le queda mucho camino por recorrer.

Referencias

Particle Astrophysics. Susan Cartwright

Evolución de galaxias

Imaginad dos pueblos pequeños. Esos pueblos están separados por pocos kilómetros de distancia. Por cualquier motivo, la población de esos pueblos aumenta poco a poco. Entonces se empiezan a construir más y más casas hasta que llega un punto en el que los dos pueblos entran en contacto. Al final, la morfología de los pueblos se ha modificado debido a la interacción entre ellos y se ha creado una pequeña ciudad. Según esa pequeña ciudad vaya se vaya extendiendo hasta entrar en contacto con otros pueblos se convertirá, cada vez más, en una gran ciudad, de manera que todas las partes de la ciudad interaccionan unas con otras de una u otra manera.

Ahora vamos al espacio. Tenemos una galaxia elíptica y una espiral separadas por una distancia lo suficientemente corta como para que la interacción gravitatoria entre ellas sea notable. La galaxia elíptica, debido a la atracción gravitatoria que ejerce sobre la espiral hace que la forma de la galaxia espiral se modifique. Puede que, debido a la masa de una de ellas, las galaxias se atraigan con tanta fuerza que terminen colisionando. También puede ocurrir que la masa sea muy grande pero no lo suficiente como para que terminen fusionándose. Lo que ocurrirá en este caso es que la forma de las galaxias cambiará tanto que la galaxia elíptica será más elíptica aún y que la espiral comience a parecerse más a una elíptica.

Los cúmulos galácticos son agrupaciones de galaxias que están ligadas gravitatoriamente. En los cúmulos de galaxias todas las galaxias están interaccionando gravitatoriamente. Habrá galaxias menos masivas con una determinada forma que interaccionarán con galaxias más masivas y cuyo resultado será una nueva galaxia con otra determinada forma.

Cúmulo Abell 2218 (Fuente: Wikipedia)

Sin embargo, el entorno de un cúmulo galáctico hace que la forma, debido a la interacción gravitatoria, no sea la única característica que se ve afectada. Las galaxias, sus interacciones y su entorno definen la ecología de ese cúmulo galáctico.

La interacción gravitatoria provoca una redistribución de las masas, de las estrellas y, sobre todo, del gas que las compone.  El gas se concentra en las regiones más próximas a la zona donde está teniendo lugar la colisión y genera estallidos de formación estelar. La formación estelar lleva asociada un aumento de la radiación ultravioleta, debido al aumento de la temperatura en la zona donde se han formado nuevas estrellas. Esta radiación genera vientos que desplazan el material a su alrededor provocando cambios en la morfología.

Colisión de las galaxias NGC 4038 y NGC 4039 con brotes de formación estelar (Fuente: Wikipedia)

Las galaxias también pueden tener un núcleo activo. En ese caso, el núcleo estará emitiendo rayos X y la radiación afecta al entorno, por ejemplo ionizando el medio y provocando, también, vientos que desplacen el material de la propia galaxia o de las circundantes.

Por otro lado, la población de una galaxia la componen las estrellas. Las estrellas nacen, crecen, mueren y se reproducen. Esto quiere decir que cada galaxia tendrá poblaciones estelares de una determinada edad. A mayor edad, las estrellas tendrán un color más rojizo. A menor edad las estrellas serán azuladas. Por ello una galaxia muy evolucionada, tendrá un color rojo, mientras que una joven será más azulada.

¿Y como podemos obtener toda esta información? Lo primero que hay que dejar claro es que mirar directamente por un telescopio no es la mejor idea. Ni siquiera los astrónomos profesionales lo hacen (salvo usando telescopios pequeños, por afición y en su tiempo libre). Necesitamos recoger toda la información posible para poder estudiar el entorno de un cúmulo de galaxias. Esto se hace con detectores acoplados a los telescopios.

El detector más conocido es la cámara fotográfica. Una cámara (basada en un dispositivo CCD como el de la cámara de tu móvil) es muy útil, pero sólo si la información que estamos buscando se concentra en el rango de luz visible. Cuando se recoge información en luz visible, podemos obtener información relativa a la morfología de las galaxias, tamaños e incluso detectar lentes gravitacionales.

An interesting galaxy has been circled in this NASA/ESA Hubble Space Telescope image. The galaxy — one of a group of galaxies called Luminous Red Galaxies — has an unusually large mass, containing about ten times the mass of the Milky Way. However, it’s actually the blue horseshoe shape that circumscribes the red galaxy that is the real prize in this image. This blue horseshoe is a distant galaxy that has been magnified and warped into a nearly complete ring by the strong gravitational pull of the massive foreground Luminous Red Galaxy. To see such a so-called Einstein Ring required the fortunate alignment of the foreground and background galaxies, making this object’s nickname “the Cosmic Horseshoe” particularly apt. The Cosmic Horseshoe is one of the best examples of an Einstein Ring. It also gives us a tantalising view of the early Universe: the blue galaxy’s redshift — a measure of how the wavelength of its light has been stretched by the expansion of the cosmos — is approximately 2.4. This means we see it as it was about 3 billion years after the Big Bang. The Universe is now 13.7 billion years old. Astronomers first discovered the Cosmic Horseshoe in 2007 using data from the Sloan Digital Sky Survey. But this Hubble image, taken with the Wide Field Camera 3, offers a much more detailed view of this fascinating object. This picture was created from images taken in visible and infrared light on Hubble’s Wide Field Camera 3. The field of view is approximately 2.6 arcminutes wide.

Efecto lente gravitacional (Fuente: ESA/Hubble & NASA)

Si además entre el espejo secundario del telescopio y la cámara fotográfica ponemos diferentes filtros podemos estudiar la fotometría de las galaxias (la cantidad de luz emiten), calcular la masa de las galaxias y su distribución espectral.

Si, en lugar de tener una cámara capaz de obtener imágenes en el rango de luz visible, utilizamos un detector que pueda detectar luz infrarroja, podemos ver a través del polvo de la galaxia y observar los fenómenos de formación estelar.

Para ver la actividad de los núcleos galácticos tenemos que salir de las limitaciones que nos impone la atmósfera y observar con telescopios capaces de detectar los rayos X o la radiación ultravioleta, que también nos ayuda a detectar las regiones de formación estelar.

Ilustración del telescopio de Rayos X Chandra (Fuente: Wikipedia)

Realizar observaciones en radio utilizando radiotelescopios también es importante a la hora de caracterizar galaxias de radio o para estudiar la formación estelar ya que podemos determinar qué tipo de moléculas componen el medio que da lugar a la formación de estrellas.

Todo el entorno de una galaxia influye en su evolución. Si queremos aprender cómo evolucionan, tenemos que estudiar las galaxias en todos los entornos que podamos, ya sean galaxias aisladas, en cúmulos galácticos poco poblados o muy densos. Además, tenemos que estudiar todos los posibles tipos de galaxias, ya sean enanas o masivas, elípticas o irregulares y, en esas galaxias, determinar todas sus propiedades como la forma, el color, si tienen formación estelar o, incluso, la distribución de materia oscura.

Por último, si queréis saber más sobre galaxias, su evolución y los temas actuales en los que se investiga en España, os dejo un vídeo editado por el Instituto de Astrofísica de Canarias que se titula, precisamente, «Galaxias».

Referencias

Alan Dressler. Galaxy morphology in Rich Clusters: Implications for the formation and evolution of galaxies. The Astrophysical Journal, 236:351-365, 1980 March 1

Meghan E. Gray, Christian Wolf et al. STAGES: the Space Telescope A901/2 Galaxy Evolution Survey. Mon. Not. R. Astron. Soc. 393, 1275-1301, 2009

Luminiscencia nocturna (Airglow)

Vivimos en un planeta que está rodeado por una fina capa de gases que nos separa del espacio. La atmósfera.

Es cierto que sin atmósfera no podríamos vivir. Para llevar a cabo la mayoría de los procesos biológicos, los seres vivos, y en especial los seres humanos, necesitamos oxígeno. El oxígeno se encuentra en la atmósfera. Forma parte de su composición junto con otros gases como el nitrógeno, ozono, vapor de agua, dióxido de carbono y otros muchos gases en concentraciones menores. Sin embargo, en astronomía la atmósfera se considera un estorbo.

Por un lado la atmósfera se calienta durante el día y crea corrientes de aire. Ese aire genera inestabilidades y provoca que el paso de la luz de las estrellas a su través, en su camino hacia nuestros ojos o telescopios, titile. Ese ligero temblor que observamos en la estrella es molesto a la hora de observar, ya que hace que la estrella o el objeto en cuestión pierda definición.

La atmósfera también tiene una extensión. Tiene más de 100 km de altura, aunque la mitad de su masa – unos 5,1×1018 kg – se encuentra en los primeros 6 km de altura. Esta extensión hace que la luz que emitimos desde la tierra se disperse y genere uno de los mayores problemas con los que se encuentren los astrónomos: la contaminación lumínica.

Pero la atmósfera también nos proporciona algunos de los fenómenos nocturnos más bonitos que podemos observar. Uno de ellos, quizá el más conocido, son las auroras.

Sin embargo, existe otro fenómeno menos conocido y que, quizá por su baja intensidad y la contaminación lumínica, pocos han observado y disfrutado: la luminiscencia nocturna o airglow.

La luminiscencia nocturna hace que el cielo nunca esté completamente oscuro, aunque dependiendo de las condiciones, hay momentos en los que estará más o menos oscuro.

Durante el día, el sol calienta la atmósfera, es decir, calienta los gases que la componen. Los gases están formados por átomos y moléculas. La radiación del sol, transporta energía, en el rango de frecuencias del ultravioleta, y ésta incide sobre los átomos provocando una fotoionización. La fotoionización consiste simplemente en que un electrón del átomo recibe la energía suficiente como para que se separe del átomo, dejando el átomo ionizado. Por la noche, la radiación solar deja de incidir y los átomos ionizados y los electrones se recombinan. En la recombinación, se emite un fotón. Es decir, luz que que percibimos como luminiscencia nocturna.

La luz del sol no es la única radiación que puede generar esta ionización y posterior recombinación. La tierra está continuamente sujeta al impacto de rayos cósmicos. Los rayos cósmicos impactan contra los gases de la atmósfera e ionizan los átomos que los componen. Durante la recombinación se emite de nuevo un fotón, que contribuye a la luminiscencia nocturna.

Por último, existe otra manera de generar esta luminiscencia, por procesos químicos. Este proceso se conoce como quimioluminiscencia, en el que en ciertas reacciones químicas entre los gases de la atmósfera (por ejemplo, en la reacción del oxígeno y hidrógeno con un grupo hidroxilo) se emiten fotones de luz visible.

Los que vivimos en ciudades muy contaminadas lumínicamente no somos capaces de observar este fenómeno. Además debido a su baja intensidad, puede pasar desapercibido incluso en lugares muy poco iluminados. Una de las mejores maneras de observarlo es fotografiándolo, ya que podemos utilizar exposiciones largas para integrar la mayor cantidad de luz posible.

Si unimos cielos poco iluminados y buenas fotografías, estamos hablando de las Islas Canarias y de Daniel López (@cielodecanarias, El cielo de canarias) que además de ser un gran fotógrafo, realiza unos timelapses impresionantes, como el que pongo a continuación. La luminiscencia nocturna se puede apreciar como una luz en tonos verdes en el video. Os recomiendo que veáis el video en la oscuridad, a pantalla completa, con el volumen muy alto y ¡que lo disfrutéis!