jueves, 21 de marzo del 2019 Fecha
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Imaginación sin límite pero… ¿sabremos comprender?

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en Astrofísica    ~    Comentarios Comments (0)

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cluster-galaxias

A cualquier región del Universo que podamos enfilar nuestros telescopios… Como media, siempre veremos las mismas cosas y se producirán los mismos fenómenos. Como decía Einstein el UNiverso es igual en todas partes, ya que, en caso contrario, estaríamos en otro universo.
Resultado de imagen de Otro universo diferente al nuesstro

Está claro que pensar siquiera en que en nuestro Universo, dependiendo de la región en la que nos encontremos, habrá distintas leyes físicas, sería pensar en un universo chapuza. Lo sensato es pensar  y creer que en cualquier parte del universo rigen las mismas leyes físicas, hasta que no se encuentre pruebas reales a favor de lo contrario,  los científicos suponen con prudencia que, sean cuales fueran las causas responsables de las pautas que llamamos “Leyes de la Naturaleza”, es mucho más inteligente adoptar la creencia de la igualdad física en cualquier parte del Cosmos por muy remota que se encuentre aquella región; los elementos primordiales que lo formaron fueron siempre los mismos y las fuerzas que intervinieron para formarlo también.

                             La materia y las fuerzas que conforman nuestro Universo

Las fuerzas fundamentale son


Tipo de Fuerza

Alcance en m

Fuerza relativa

Función

Nuclear fuerte

<3×10-15

1041

Une Protones y Neutrones en el núcleo atómico por medio de Gluones.
Nuclear débil

< 10-15

1028

Es responsable de la energía radiactiva   producida de manera natural.  Portadoras W y Z-
Electromagnetismo

Infinito

1039

Une los átomos para formar moléculas; propaga la luz y las ondas de radio y otras formas de energías eléctricas y magnéticas por medio de los fotones.
Gravitación

Infinito

1

Mantiene unidos los planetas del Sistema Solar, las estrellas en las galaxias y, nuestros pies pegados a la superficie de la Tierra. La transporta el gravitón.

Fue Einstein el que anunció lo que se llamó principio de covariancia: que las leyes de la naturaleza deberían expresarse en una forma que pareciera la misma para todos los observadores, independientemente de dónde estuvieran situados y de cómo se estuvieran moviendo. En caso contrario… ¿En qué clase de Universo estaríamos?

Lo cierto es que Einstein fue muy afortunado y pudo lanzar al mundo su teoría de la relatividad especial, gracias a muchos apoyos que encontró en Mach, en Lorentz, en Maxwell… En lo que se refiere a la relatividad general, estuvo dando vueltas y vueltas buscando la manera de expresar las ecuaciones de esa teoría pero, no daba con la manera de expresar sus pensamientos.

Sin embargo, fue un hombre con suerte, ya que,  durante la última parte del siglo XIX en Alemania e Italia, matemáticos puros habían estado inmersos en el estudio profundo y detallado de todas las geometrías posibles sobre superficies curvas. Habían desarrollado un lenguaje matemático que automáticamente tenía la propiedad de que toda ecuación poseía una forma que se conservaba cuando las coordenadas que la describían se cambiaban de cualquier manera. Este lenguaje se denominaba cálculo tensorial. Tales cambios de coordenadas equivalen a preguntar qué tipo de ecuación vería alguien que se moviera de una manera diferente.

Einstein se quedó literalmente paralizado al leer la Conferencia de Riemann. Allí, delante de sus propios ojos tenía lo que Riemann denominaba Tensor métricoEinstein se dio cuenta de que era exactamente lo que necesitaba para expresar de manera precisa y exacta sus ideas. Así  llegó a ser  posible la teoría de la relatividad general.

matriz

Gracias al Tensor de Rieman, Einstein pudo formular:  T_{ik} = \frac{c^4}{8\pi G} \left [R_{ik} - \left(\frac{g_{ik} R}{2}\right) + \Lambda g_{ik} \right ]

Recordando aquellos años de búsqueda e incertidumbre, Einstein escribió:

“Los años de búsqueda en la oscuridad de una verdad que uno siente pero no puede expresar el deseo intenso y la alternancia de confianza y desazón hasta que uno encuentra el camino a la claridad y comprensión sólo son familiares a aquél que los ha experimentado. 

 

Einstein, con esa aparentemente sencilla ecuación que arriba podemos ver, le dijo al mundo mucho más, de lo que él mismo, en un principio pensaba. En ese momento, se podría decir, sin temor a equivocarnos que comenzó la historia de la cosmología moderna. Comprendimos mejor el universo, supimos ver y comprender la implosión de las estrellas obligadas por la gravedad al salir de la secuencia principal, aparecieron los agujeros negros… y, en fin, pudimos acceder a “otro universo”.

Es curioso como la teoría de la relatividad general nos ha llevado a comprender mejor el universo y, sobre todo, a esa fuerza solitaria, la Gravedad. Esa fuerza de la naturaleza que ahora está sola, no se puede juntar con las otras fuerzas que -como tantas veces hemos comentado aquí-, tienen sus dominios en la mecánica cuántica, mientras que la gravitación residen en la inmensidad del cosmos; las unas ejercen su dominio en los confines microscópicos del átomo, mientras que la otra sólo aparece de manera significativa en presencia de grandes masas galácticas, estelas y de objetos que, como los agujerods negros y los mundos, emiten la fuerza curvando el espacio a su alrededor y distorsionando el tiempo si su densidad llega a ser extrema.

Cuando miramos al cielo nocturno -en la imagen de arriba lo hacemos desde Tenerife-  y nos sentimos reducidos, empequeñecidos por la inmensidad de las luces celestes que puntúan en el cielo, estamos mirando realmente una minúscula porción de las estrellas localizadas en el brazo de Orión. El resto de los 200 mil millones de estrellas de la Vía Láctea están tan lejanas que apenas pueden ser vistas como una cinta lechosa que cruza el cielo nocturno.

Cuando recordamos que la galaxia Andrómeda se está acercando a la Vía Láctea a unos 300 km/s, y sabiendo lo que ahora sabemos, no podemos dejar de preguntarnos ¿dónde estará la Humanidad dentro de cinco mil millones de años? Si tenemos la suerte de haber podido llegar tan lejos -que es dudoso-, seguramente,  nuestra inmensa  imaginación habrá desarrollado conocimientos y tecnologías suficientes para poder escapar de tan dramático suceso. Estaremos tan ricamente instalados en otras galaxias, en otros mundos. De alguna manera… ¿No es el Universo nuestra casa?

emilio silvera

Desde los átomos hasta las estrellas: Un largo viaje

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en Astrofísica    ~    Comentarios Comments (0)

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“Pues yo he sido a veces un muchacho y una chica,

Un matorral y un pájaro y un pez en las olas saladas.”

Resultado de imagen de Empédocles, el padre de aquellos primitivos elementos formados por Agua, tierra, aire y fuego

Esto nos decía Empédocles, el padre de aquellos primitivos elementos formados por Agua, tierra, aire y fuego que, mezclados en la debida proporción, formaban todas las cosas que podemos ver a nuestro alrededor. Claro que, él no podía llegar a imaginar hasta donde pudimos llegar después en la comprensión de la materia a partir del descubrimiento de las partículas “elementales” que formaban el átomo. Pero sí, con sus palabras, nos quería decir que, la materia, una veces está conformando mundos y, en otras, estrellas y galaxias.

Sí, hay cosas buenas y malas pero todas deben ser conocidas para poder, en el primer caso aprovecharlas, y en el segundo, prevenirlas. Está claro, y nuestra Historia nos lo cuenta que, no siempre hemos sabido ver donde estaba situada la mala para poder prevenirla y, esa ignorancia nos costó muy cara. Precisamente por eso es bueno saber sobre el por qué de las cosas.

Pero demos un salto en el tiempo y viajemos hasta los albores del siglo XX cuando se hacía cada vez más evidente que alguna clase de energía atómica era responsable de la potencia del Sol y del resto de las estrellas que más lejos, brillaban en la noche oscura. Ya en 1898, sólo dos años despuès del descubrimiento de la radiactividad por Becquerel, el geólogo americano Thomas Chrowder Chamberlin especulaba que los átomos eran “complejas organizaciones y centros de enormes energías”, y que “las extraordinarias condiciones que hay en el centro del Sol pueden…liberar una parte de su energía”. Claro que, por aquel entonces, nadie sabía cual era el mecanismo y cómo podía operar, hasta que no llegamos a saber mucho más sobre los átomos y las estrellas.

        Conseguimos tener los átomos en nuestras manos

El intento de lograr tal comprensión exigió una colaboración cada vez mayor entre los astrónomos y los físicos nucleares. Su trabajo llevaría, no sólo a resolver la cuestión de la energía estelar, sino también al descubrimiento de una trenza dorada en la que la evolución cósmica se entrelaza en la historia atómica y la estelar.

Resultado de imagen de La estructura del átomoResultado de imagen de La estructura del átomo

La Clave: Fue comprender la estructura del átomo. Que el átomo tenía una estructura interna podía inferirse de varias líneas de investigación, entre ellas, el estudio de la radiactividad: para que los átomos emitiesen partículas, como se había hallado que lo hacían en los laboratorios de Becquerel y los Curie, y para que esas emisiones los transformasen de unos elementos en otros, como habían demostrado Rutherford y el químico inglés Frederick Soddy, los átomos debían ser algo más que simples unidades indivisibles, como implicaba su nombre (de la voz griega que significa “imposible de cortar”).

El átomo de Demócrito era mucho más de lo que él, en un principio intuyó que sería. Hoy sabemos que está conformado por diversas partículas de familias diferentes: unas son bariones que en el seno del átomo llamamos nucleones, otras son leptones que giran alrededor del núcleo para darle estabilidad de cargas, y, otras, de la familia de los Quarks, construyen los bariones del núcleo y, todo ello, está, además, vigilado por otras partículas llamadas bosones intermedios de la fuerza nuclear fuerte, los Gluones que, procuran mantener confinados a los Quarks.

Pero no corramos tanto, la física atómica aún debería recorrer un largo camino para llegar a comprender la estructura que acabamos de reseñar. De los trs principales componentes del átomo -el protón, el neutrón y el electrón-, sólo el electrón había sido identificado (por J.J. Thomson, en los últimos años del siglo XIX). Nadie hablaba de energía “nuclear” pues ni siquiera se había demostrado la existencia de un núcleo atómico, y mucho menos de sus partículas constituyentes, el protón y el neutrón, que serían identificados, respectivamente, por Thomson en 1913 y James Chawick en 1932.

De importancia capital resultó conocer la existencia del núcleo y que éste, era 1/100.000 del total del átomo, es decir, casi todo el átomo estaba compuesto de espacios “vacíos” y, la materia así considerada, era una fracción infintesimal del total atómico.

Rutherford, Hans Geiger y Ernest Marsden se encontraban entre los Estrabones y Tolomeos de la cartografía atómica, en Manchester , de 1909 a 1911, sonderaron el átomo lanzando corrientes de “partículas alfa” subatómicas -núcleos de helio- contra delgadas laminillas de oro, plata, estaño y otros metales. La mayoría de partículas Alfa se escapaban a través de las laminillas, pero, para sombro de los experimentadores, algunas rebotaban hacia atrás. Rutherford pensó durante largo tiempo e intensamente en este extraño resultado; era tan sorprendente, señalaba, como si una bala rebotase sobre un pañuelo de papel. Finalmente, en una cena en su casa en 1911, anunció a unos pocos amigos que había dado con una explicación: que la mayoría de la masa de un átomo reside en un diminuto núcleo masivo. Ruthertford pudo calcular la carga y el diámetro máximo del nucleo atómico. Así se supo que los elementos pesados eran más pesados que los elementos ligeros porque los núcleos de sus átomos tienen mayor masa.

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Todos sabemos ahora, la función que desarrollan los electrones en el atomo. Pero el ámbito de los electrones para poder llegar a la comprensión completa, tuvo que ser explorado, entre otros, por el físico danés Niels Bohr, quien demostró que ocupaban órbitas, o capas, discretas que rodean al núcleo. (Durante un tiempo Bohr consideró el átomo como un diminuto sistema solar, pero ese análisis, pronto demostró ser inadecuado; el átomo no está rígido por la mecánica newtoniana sino por la mecánica cuántica.)

Resultado de imagen de electrones en el átomo - imagen Gifs

            Modelo de Bohr

Entre sus muchos otros éxitos, el modelo de Bohr revelaba la base física de la espectroscopia. El número de electrones de un átomo está determinado por la carga eléctrica del núcleo, la que a su vez se debe al número de protones del núcleo, que es la clave de la identidad química del átomo. Cuando un electróncae  de una órbita externa a una órbita interior emite un fotón. La longitud de onda de este fotón está determinada por las órbitas particulares entre las que el electrón efectúa la transición. E esta es la razón de que un espectro que registra las longitudes de onda de los fotones, revele los elementos químicos que forman las estrellas u otros objetos que sean estudiados por el espectroscopista. En palabras de Max Planck, el fundador de la física cuántica, el modelo de Bohr del átomo nos proporciona “la llave largamente buscada de la puerta de entrada al maravilloso mundo de la espectroscopia, que desde el descubrimiento del análisis espectral (por Fraunhoufer) había desafiado obtinadamente todos los intentos de conocerlo”.

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Es curioso que, mirando en la oscura noche como brillan las estrellas del cielo, nos atrae su titilar engañoso (es la atmósfera terrestre la que hace que lo parezca) y su brillo, Sin embargo, pocos llegan a pensar en lo que verdaderamente está allí ocurriendo. Las transformaciones de fase por fusión no cesan. Esta transformación de materia en energía es consecuencia de la equivalencia materia-energía, enunciada por Albert Einstein en su famosa fórmula E=mc2; donde E es la energía resultante, m es la masa transformada en energía, y c es la velocidad de la luz (300 000 kilómetros por segundo). La cantidad de energía que se libera en los procesos de fusión termonuclear es fabulosa. Un gramo de materia transformado íntegramente en energía bastaría para satisfacer los requerimientos energéticos de una familia mediana durante miles de años.

Es un gran triunfo del ingenio humano el saber de qué, están conformadas las estrellas, de qué materiales están hechas. Recuerdo aquí a aquel Presidente de la Real Society de Londres que, en una reunión multitudinaria, llegó a decir: “Una cosa está clara, nunca podremos saber de qué están hechas las estrellas”. El hombre se vistió de gloria con la, desde entonces, famosa frase. Creo que nada, con tiempo por delante, será imposible para nosotros.

Pero, por maravilloso que nos pueda parecer el haber llegado a la comprensión de que los espectros revelan saltos y tumbos de los electrones en sus órbitas de Bohr, aún nadie podía hallar en los espectros de las estrellas las claves significativas sobre lo que las hace brillar. En ausencia de una teoría convincente, se abandonó este campo a los taxonomistas, a los que seguían obstinadamente registrando y catalogando espectros de estrellas, aunque no sabían hacia donde los conduciría esto.

En el Laboratorio de la Universidad de Harvard, uno de los principales centros de la monótona pero prometedora tarea de la taxonomía estelar, las placas fotográficas que mostraban los colores y espectros de decenas de miles de estrellas se apilaban delante de “calculadoras”, mujeres solteras en su mayoría y, de entre ellas, Henrietta Leavitt, la investigadora pionera de las estrellas variables Cefeidas que tan útiles serían a Shapley y Hubble.

Imagen de Sirio A, la estrella más brillante del cielo tomada por el Telescopio Hubble  (Créd. NASA). Sirio es la quinta estrella más cercana y tiene una edad de 300, millones de años. Es una estrella blanca de la secuencia principal de tipo espectral A1V con temperatura superficial de 10 000 K y situada a 8,6 años luz de la Tierra. Es una estrella binaria y, de ella, podríamos contar muchas historias. La estrella fue importante en las vidas de Civilizaciones pasadas como, por ejemplo, la egipcia.

Fue Cannon quien, en 1915, empezó a discernir la forma en una totalidad de estrellas en las que estaba presente la diversidad, cuando descubrió que en una mayoría, las estrellas, pertenecían a una de media docena de clases espectrales distintas. Su sistema de clasificación, ahora generalizado en la astronomía estelar, ordena los espectros por el color, desde las estrellas O blanco-azuladas, pasando por las estrellas G amarillas como el Sol, hasta estrellas rojas M. Era un rasgo de simplicidad denajo de la asombrosa variedad de las estrellas.

Resultado de imagen de Las HiadesResultado de imagen de Las Pléyades

Pronto se descubrió un orden más profundo, en 1911, cuando el ingeniero y astrónomo autodidacta danés Ejnar Hertzsprung analizó los datos de Cannon y Maury de las estrellas de dos cúmulos, las Híades y las Pléyades. Los cúmulos como estos son genuinos conjuntos de estrellas y no meras alineaciones al azar; hasta un observador poco experimentado salta entusiasmado cuando recorre con el telescopio las Pléyades, con sus estrellas color azul verdoso enredadas en telarañas de polvo de diamante, o las Híades, cuyas estrellas varían en color desde el blanco mate hasta un amarillo apagado.

                                                                            Las Híades desde más cerca

Hertzsprung utilizó los cúmulos como muestras de laboratorio con las que podía buscar una relación entre los colores y los brillos intrínsecos de las estrellas. Halló tal relación: la mayoría de las estrellas de ambos cúmulos caían en dos líneas suavemente curvadas. Esto, en forma de gráfico, fue el primer esbozo de un árbol de estrellas que desde entonces ha sido llamado diagrama Hertzsprung-Russell.

El progreso en física, mientras tanto, estaba bloqueado por una barrera aparentemente insuperable. Esto era literal: el agente responsable era conocido como barrera de Coulomb, y por un tiempo frustó los esfuerzos de las físicos teóricos para comprender como la fusión nuclear podía producir energía en las estrellas.

Resultado de imagen de El espectro de las estrellas

La línea de razonamiento que conducía a esa barrera era impecable. Las estrellas están formadas en su mayor parte por hidrógeno. (Esto se hace evidente en el estudio de sus espectros.) El núcleo del átomo de Hidrógeno consiste en un solo protón, y el protón contiene casi toda la masa del átomo. (Sabemos esto por los experimentos de Rutherford). Por tanto, el protón también debe contener casi toda la energía latente del átomo de hidrógeno. (Recordemos que la masa es igual a la energía: E = mc2.) En el calor de una estrella, los protones son esparcidos a altas velocidades -el calor intenso significa que las partículas involucradas se mueven a enormes velocidades- y, como hay muchos protones que se apiñan en el núcleo denso de una estrella, deben tener muchísimos choques. En resumen, la energía del Sol y las estrellas, puede suponerse razonablemente, implica las interacciones de los protones. Esta era la base de la conjetura de Eddintong de que la fuente de la energía estelar “difícilmente puede ser otra que la energía subatómica, la cual, como se sabe, existe en abundancia en toda materia”.

                                               Plasma en ebullición en la superficie del Sol

Hasta el momento todo lo que hemos repasado está bien pero, ¿que pasa con la Barrera de Coulomb? Los protones están cargados positivamente; las partículasd de igual carga se repelen entre sí; y este obstáculo parecía demasiado grande para ser superado, aun a la elevada velocidad a la que los protones se agitaban en el intenso calor del interior de las estrellas. De acuerdo con la física clásica, muy raras veces podían dos protones de una estrella ir con la rapidez suficiente para romper las murallas de sus campos de fuerza electromagnéticos y fundirse en un solo núcleo. Los cálculos decían que la tasa de colisión de protones no podía bastar para mantener las reacciones de fusión. Sin embargo, allí estaba el Sol, con el rostro radiante, riéndose de las ecuaciones que afirmaban que no podía brillar.

Figura que muestra de manera artística el cambio de color cuando en una cavidad subnanométrica se produce el efecto túnel cuántico.

Afortunadamente, en el ámbito nuclear, las reglas de la Naturaleza no se rigen por las de la mecánica de la física clásica, que tienen validez para grandes objetos, como guijarros y planetas, pero pierden esa validez en el reino de lo muy pequeño. En la escala nuclear, rigen las reglas de la indeterminación cuántica.  La mecánica cuántica demuestra que el futuro del protón sólo puede predecirse en términos de probabilidades: la mayoría de las veces el protón rebotará en la Barrera de Coulomb, pero de cuando en cuando, la atravesará. Este es el “efecto túnel cuántico”; que permite brillar a las estrellas.

Resultado de imagen de los protones pueden superar la Barrera de CoulombResultado de imagen de los protones pueden superar la Barrera de Coulomb

George Gamow, ansioso de explotar las conexiones entre la astronomía y la nueva física exótica a la que era adepto, aplicó las probabilidades cuánticas a la cuestión de la fusión nuclear en las estrellas y descubrió que los protones pueden superar la Barrera de Coulomb.

Resultado de imagen de Efecto Triple Alfa

Con este mecanismo la Naturaleza encuentra el camino para sintetizar Carbono a partir del Helio

Esta historia es mucho más extensa y nos llevaría hasta los trabajos de Hans Bethe, Edward Teller y otros, así como, al famoso Fred Hoyle y su efecto Triple Alfa y otras maravillas que, nos cuentan la historia que existe desde los átomos a las estrellas del cielo.

emilio silvera

El Universo asombroso

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La imagen muestra la posición y dirección de las 20 estrellas de hipervelocidad detectadas por los astrónomos. Las flechas rojas corresponden a estrellas expulsadas de nuestra galaxia. Las naranjas indican estrellas que se dirigen hacia su interior

La imagen muestra la posición y dirección de las 20 estrellas de hipervelocidad detectadas por los astrónomos. Las flechas rojas corresponden a estrellas expulsadas de nuestra galaxia. Las naranjas indican estrellas que se dirigen hacia su interior – NASA/ESA/Marchetti es al.

Descubren estrellas volando hacia nuestra galaxia a toda velocidad

 

Los astrónomos buscaban estrellas expulsadas de la Vía Láctea por el agujero negro supermasivo que hay en su centro y se encontraron lo contrario

Noticia de prensa:

ABC-Ciencia
Resultado de imagen de último set de datos de la misión europea Gaia

 

 

No cabe duda de que la Astronomía está llena de sorpresas. Y la última fue la que se llevó un equipo de astrónomos de la universidad holandesa de Leiden mientras buscaba, en el último set de datos de la misión europea Gaia, estrellas de alta velocidad “expulsadas” de nuestra galaxia por el agujero negro supermasivo del centro de la Vía Láctea. Pero en lugar de eso se encontraron con estrellas que se precipitaban hacia el interior (y no hacia el exterior) galáctico. Estrellas que, casi con toda seguridad, proceden de otras galaxias. El estudio acaba de publicarse en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Resultado de imagen de último set de datos de la misión europea Gaia

Las estrellas giran alrededor del centro galáctico a cientos de kilómetros por segundo, y sus movimientos contienen una gran cantidad de información sobre la historia pasada de la Vía Láctea. Pero hay algunas que se mueven mucho más deprisa. Las más veloces de todas reciben el nombre de estrellas de hipervelocidad, y se cree que comienzan su vida cerca del centro de la galaxia, para más tarde ser lanzadas hacia sus bordes exteriores por las interacciones gravitatorias con Sagitario A*, el enorme agujero negro de más de cuatro millones de masas solares que reina en el corazón de la Vía Láctea.

Hasta ahora, solo se había logrado descubrir un pequeño número de estrellas de hipervelocidad, pero el segundo set de datos recientemente publicado por la misión Gaia ofrecía una oportunidad única para encontrar más.

Resultado de imagen de "De los siete millones de estrellas de Gaia con mediciones de velocidad 3D completas, encontramos veinte que podrían viajar lo suficientemente rápido como para escapar de la Vía Láctea"

“De los siete millones de estrellas de Gaia con mediciones de velocidad 3D completas, encontramos veinte que podrían viajar lo suficientemente rápido como para escapar de la Vía Láctea”, explica Elena Maria Rossi, una de las autoras del nuevo estudio.

Resultado de imagen de Gaia descubre estrellas errantes

Sin embargo, los resultados obtenidos estaban muy lejos de lo esperado: “En lugar de volar alejándose del centro galáctico -afirma Tommaso Marchetti, coautor de la investigación- la mayoría de las estrellas de alta velocidad que observamos parecían correr hacia él. Y esas podrían ser estrellas de otra galaxia, zumbando través de la Vía Láctea”. De las veinte estrellas de hipervelocidad detectadas, en efecto, solo siete se alejaban del centro de la Vía Láctea. Las otras trece se dirigían hacia él a toda velocidad.

Señales de agujeros negros

 

 

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En opinión de los investigadores, es posible que estos “intrusos galácticos” procedan de la Gran Nube de Magallanes, una galaxia relativamente pequeña que orbita la Vía Láctea, o incluso que vengan de una galaxia aún más lejana. Si ese fuera el caso, esas estrellas errantes llevan marcada la huella de su lugar de origen, y estudiarlas aquí, mucho más cerca de lo que estarían si aún estuvieran en su galaxia matriz, proporcionaría una información sin precedentes sobre la naturaleza de las estrellas de otras galaxias. Sería algo parecido a lo que hacen los científicos cuando estudian el material marciano que llega hasta la Tierra en forma de meteoritos.

Resultado de imagen de Gaia descubre estrellas errantes al actuar con agujeros negros

“Las estrellas pueden acelerarse a altas velocidades cuando interactúan con un agujero negro súper masivo -explica Rossi-. Entonces, la presencia de estas estrellas podría ser un signo de tales agujeros negros en galaxias cercanas. Pero las estrellas también podrían haber formado parte de un sistema binario, y ser lanzadas hacia la Vía Láctea cuando sus estrellas compañeras explotaron en forma de supernova. De cualquier manera, estudiarlas podría decirnos más acerca de este tipo de procesos en galaxias cercanas”.

Sin embargo, como suele suceder en ciencia, existe también una posible explicación alternativa: las estrellas hiperveloces detectadas por los investigadores podrían proceder del halo de nuestra propia galaxia, y haber sido empujadas hacia el interior por la interacción con alguna de las galaxias enanas engullidas por la Vía Láctea a lo largo de su dilatada existencia. La única forma de saberlo sería obtener información adicional sobre la edad y la composición de esas estrellas.

Resultado de imagen de Gaia descubre estrellas errantes al actuar con agujeros negros

Por eso, el equipo se propone ahora utilizar varios telescopios terrestres para recabar más datos que ayuden a determinar con más certeza la naturaleza y la procedencia de las trece estrellas hiperveloces que van “en dirección contraria”. Además, durante la década de 2020 está prevista la publicación de dos nuevos sets de tatos de Gaia, algo que proporcionará información nueva y más precisa sobre un número todavía mayor de estrellas.

“Eventualmente -explica Anthony Brown, otro de los autores del estudio y presidente del Consorcio de Procesamiento y Análisis de Datos de Gaia-, esperamos mediciones de velocidad en 3D completas de hasta 150 millones de estrellas. Y eso ayudará a encontrar cientos, o miles de estrellas de hipervelocidad, a comprender su origen con mucho más detalle y a utilizarlas para investigar el entorno del centro galáctico, así como la historia de nuestra galaxia”.

El secreto está en las estrellas

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El Tiempo es inexorable y su transcurrir va dejando atrás las cosas del presente. Lejos queda ya aquellas efemérides y celebraciones del año 2009, cuando se conmemoró el Año Internacional de la Astronomía y me cupo el honor de (humildemente), colaborar con aquellas celebraciones. Con orgullo luzco en el hojal de mi chaqueta el astrolabio que nos dieron en Madrid, a todos los invitados, a la fiesta de inauguración en la que estaban presentes muchos astrónomos y astrofísicos del mundo entero.

Resultado de imagen de Inauguración del Año Internacional de la Astronomía en 2009 en Madrid

En entonces Principe de España inauguró el evento que

En 2009 y en 135 países, entre ellos España, organizaron miles de eventos internacionales, nacionales y locales que llenaron los doce meses del año de citas con esta apasionante ciencia

Lo cierto es que, en su momento, ya desde el inicio del año 2.009 en el que se celebró el Año Internacional de la Astronomía, en muchos de mis artículos publicados en la colaboración que con la Organización Internacional tuve el honor de prestar y fueron publicados, se hablaba de todos esos interesantes temas que, el Universo nos presenta y que, inciden en el saber de la Naturaleza y del Mundo que nos acoge que, como nosotros… ¡También es Universo!

 

LA QUÍMICA DE LAS ESTRELLAS

Los cambios se estaban produciendo a una velocidad cada vez mayor. Al siglo de Newton también pertenecieron, entre otros, el matemático Fermat; Römer, quien midió la velocidad de la luz; Grimaldi, que estudió la difracción; Torricelli, que demostró la existencia del vacío; Pascal y Boyle, que definieron la física de los fluidos…La precisión de los telescopios y los relojes aumentó notablemente, y con ella el número de astrónomos deseosos de establecer con exactitud  la posición de las estrellas y compilar catálogos estelares cada vez más completos para comprender la Vía Láctea.

La naturaleza de los cuerpos celestes quedaba fuera de su interés: aunque se pudiera determinar la forma, la distancia, las dimensiones y los movimientos de los objetos celestes, comprender su composición no estaba a su alcance. A principios del siglo XIX, William Herschel (1738-1822), dedujo la forma de la Galaxia, construyó el mayor telescopio del mundo y descubrió Urano. Creía firmemente que el Sol estaba habitado.

              Hasta llegar a conocer nuestra situación astronómica…

Al cabo de pocos años, nacía la Astrofísica, que a diferencia de la Astronomía (ya llamada  -”clásica o de posición”-), se basaba en pruebas de laboratorio. Comparando la luz emitida por sustancias incandescentes con la recogida de las estrellas se sentaban las bases de lo imposible: descubrir la composición química y la estructura y el funcionamiento de los cuerpos celestes. Estaba mal vista por los astrónomos “serios” y se desarrolló gracias a físicos y químicos que inventaron nuevos instrumentos de análisis a partir de las demostraciones de Newton sobre la estructura de la luz.

http://4.bp.blogspot.com/-IN2Qri7IUSg/TyUpQySdUqI/AAAAAAAAAyg/ampELovJApU/s1600/Abundancia+relativa+de+elementos+en+el+universo.gif

El H es el elemento más abundante en el universo. Él solo representa el 92 % de los átomos que existen en el cosmos, lo que equivale a un porcentaje del 75 % en masa de todos los que hay. Le sigue en abundancia el He, con un 7 % de los átomos y un 24 % en masa. Todos los demás elementos poseen abundancias muy inferiores, que equivalen a algo menos del 1 % de átomos y algo más del 1 % en masa. Después de H y He los siguientes ocho elementos más abundantes son Carbono, Nitrógeno, Oxígeno, Neón, Magnesio, Silicio, Azufre y Hierro. Cabe destacar especialmente el pico del Hierro sobre su entorno y también que las masas atómicas de todos esos elementos son múltiplos de cuatro, de acuerdo con el “proceso alfa” de su formación. Todos ellos ocupan los picos de los dientes de sierra del gráfico. También resulta llamativa la escasez, como ya comentamos en su momento, de los elementos situados entre el Helio, y el Carbono, es decir, Li, Be y B.

En 1814, Joseph Fraunhofer (1787-1826) realizó observaciones básicas sobre las líneas que Wollaston había visto en el espectro solar: sumaban más de 600 y eran iguales a las de los espectros de la Luna y de los planetas; también los espectros de Póux, Capella y Porción son muy similares, mientras que los de Sirio y Cástor no lo son. Al perfeccionar el  espectroscopio con la invención de la retícula de difracción (más potente y versátil que el prisma de cristal), Fraunhofer observó en el espectro solar las dos líneas del sodio: así se inició el análisis espectral de las fuentes celestes.

Mientras, en el laboratorio, John Herschel observó por primera vez la equivalencia entre los cuerpos y las sustancias que los producen, Anders J. Anhström (1814-1868) describía el espectro de los gases incandescentes y los espectros de absorción y Jean Foucault (1819-1874) comparó los espectros de laboratorio y los de fuentes celestes. Gustav Kirchhoff (1824-1887) formalizó las observaciones en una sencilla ley que cambió la forma de estudiar el cielo; “La relación entre el poder de emisión y de absorción para una longitud de onda igual es constante en todos los cuerpos que se hallan a la misma temperatura”. En 1859, esta ley empírica, que relacionaba la exploración del cielo con la física atómica, permitía penetrar en la química y la estructura de los cuerpos celestes y las estrellas. De hecho, basta el espectro de una estrella para conocer su composición. Y, con la espectroscopia, Kirchhoff y Robert Bunsen (1811-1899) demostraron que en el Sol había muchos metales.

La observación del Sol obsesionó a la mayoría de los Astrofísicos. A veces, resultaba difícil identificar algunas líneas y ello condujo a descubrir un  nuevo elemento químico; se empezó a sospechar que el Sol poseía una temperatura mucho más elevada de lo imaginado. La línea de emisión de los espectros de estrellas y nebulosas demostraron  que casi un tercio de los objetos estudiados eran gaseosos. Además, gracias al trabajo de Johan Doppler (1803-1853) y de Armand H. Fizeau (1819-1896), que demostró que el alejamiento o el acercamiento respecto al observador de una fuente de señal sonora o luminosa provoca el aumento o disminución de la longitud de onda de dicha señal, empezó a precisarse la forma de objetos lejanos. El cielo volvía a cambiar y hasta las “estrellas fijas” se movían.

EL DIAGRAMA HR: EL CAMINO HACIA EL FUTURO

El padre Ángelo Secchi (1818-1878) fue el primero en afirmar que muchos espectros estelares poseen características comunes, una afirmación refrendada hoy día con abundantes datos. Secchi clasificó las estrellas en cinco tipos, en función del aspecto general de los espectros. La teoría elegida era correcta: el paso del color blanco azulado al rojo oscuro indica una progresiva disminución de la temperatura, y la temperatura es el parámetro principal que determina la apariencia de un espectro estelar.

Más tarde, otros descubrimientos permitieron avanzar en Astrofísica: Johan Balmer (1825-1898) demostró que la regularidad en las longitudes de onda de las líneas del espectro del hidrógeno podía resumirse en una sencilla expresión matemática; Pieter Zeeman (1865-1943) descubrió que un campo magnético de intensidad relativa influye en las líneas espectrales de una fuente subdividiéndolas en un número de líneas proporcional a su intensidad, parámetro que nos permite medir los campos magnéticos de las estrellas.

Resultado de imagen de La estructura del núcleo atómico

En otros descubrimientos empíricos la teoría surgió tras comprender la estructura del átomo, del núcleo atómico y de las partículas elementales. Los datos recogidos se acumularon hasta que la física y la química dispusieron de instrumentos suficientes para elaborar hipótesis y teorías exhaustivas. Gracias a dichos progresos pudimos asistir a asociaciones como Faraday y su concepto de “campo” como “estado” del espacio en torno a una “fuente”; Mendeleiev y su tabla de elementos químicos; Maxwell y su teoría electromagnética;  Becquerel y su descubrimiento de la radiactividad; las investigaciones de Pierre y Marie Curie; Rutherford y Soddy y sus experimentos con los rayos Alfa, Beta y Gamma; y los estudios sobre el cuerpo negro que condujeron a Planck a determinar su constante universal; Einstein y su trabajo sobre la cuantización de la energía para explicar el efecto fotoeléctrico, Bohr y su modelo cuántico del átomo; la teoría de la relatividad especial de Einstein que relaciona la masa con la energía en una ecuación simple…Todos fueron descubrimientos que permitieron explicar la energía estelar y la vida de las estrellas, elaborar una escala de tiempos mucho más amplia de lo que jamás se había imaginado y elaborar hipótesis sobre la evolución del Universo.

En 1911, Ejnar Hertzsprung (1873-1967) realizó un gráfico en el que comparaba el “color” con las “magnitudes absolutas” de las estrellas y dedujo la relación entre ambos parámetros. En 1913, Henry Russell (1877-1957) realizó otro gráfico usando la clase espectral en lugar del color y llegó a idénticas conclusiones.

El Diagrama de Hertzsprung-Russell (diagrama HR) indica que el color, es decir, la temperatura, y el espectro están relacionados, así como el tipo espectral está ligado a la luminosidad. Y debido a que esta también depende de las dimensiones de la estrella, a partir de los espectros puede extraerse información precisa sobre las dimensiones reales de las estrellas observadas. Ya solo faltaba una explicación de causa-efecto que relacionara las observaciones entre si en un cuadro general de las leyes.

El progreso de la física y de la química resolvió esta situación, pues, entre otros avances, los cálculos del modelo atómico de Bohr reprodujeron las frecuencias de las líneas del hidrógeno de Balmer. Por fin, la Astrofísica había dado con la clave interpretativa de los espectros, y las energías de unión atómica podían explicar el origen de la radiación estelar, así como la razón de la enorme energía producida por el Sol.

Las líneas espectrales dependen del número de átomos que las generan, de la temperatura del gas, su presión, la composición química y el estado de ionización. De esta forma pueden determinarse la presencia relativa de los elementos en las atmósferas estelares, método que hoy también permite hallar diferencias químicas muy pequeñas, relacionadas con las edades de las estrellas. Así, se descubrió que la composición química de las estrellas era casi uniforme: 90 por ciento de hidrógeno y 9 por ciento de helio (en masa, 71% y 27%, respectivamente). El resto se compone de todos los elementos conocidos en la Tierra.

Así mismo, el desarrollo de la Física ha permitido perfeccionar los modelos teóricos y explicare de forma coherente que es y como funciona una estrella. Dichos modelos sugirieron nuevas observaciones con las que se descubrieron tipos de estrellas desconocidas: las novas, las supernovas, los púlsares con periodos o tiempos que separan los pulsos, muy breves…También se descubrió que las estrellas evolucionan, que se forman grupos que luego se disgregan por las fuerzas de marea galácticas.

La Radioastronomía, una nueva rama de la Astronomía, aportó más datos sobre nuestra Galaxia, permitió reconstruir la estructura de la Vía Láctea y superar los límites de la Astronomía óptica.

Se estaban abriendo nuevos campos de estudio: los cuerpos galácticos, los cúmulos globulares, las nebulosas, los movimientos de la galaxia y sus características se estudiaron con ayuda de instrumentos cada vez más sofisticados. Y cuanto más se observaba más numerosos eran los objetos desconocidos descubiertos y más profusas las preguntas. Se descubrieron nuevos y distintos tipos de galaxias fuera de la nuestra; examinando el efecto Doppler, se supo que todas se alejaban de nosotros y, lo que es más, que cuanto más lejanas están más rápidamente se alejan.

                                El Telescopio Hubble nos muestra esta imagen del Universo Profundo

Acabábamos de descubrir que el Universo no terminaba en los límites de la Vía Láctea, sino que se había ampliado hasta el “infinito”, con galaxias y objetos cada vez más extraños. Sólo en el horizonte del Hubble se contabilizan 500 millones de galaxias. Y los descubrimientos continúan: desde el centro galáctico se observa un chorro de materia que se eleva más de 3.000 a.l. perpendicular al plano galáctico; se observan objetos como Alfa Cygni, que emite una energía radial equivalente a diez millones de veces la emitida por una galaxia como Andrómeda; se estudian los cuásares, que a veces parecen mas cercanos de lo que sugieren las mediciones del efecto Doppler; se habla de efectos de perspectiva que podrían falsear las conclusiones… Y nos asalta una batería de hipótesis, observaciones, nuevas hipótesis, nuevas observaciones, dudas…

Todavía no se ha hallado una respuesta cierta y global. Un número cada vez mayor de investigadores está buscándola en miles de direcciones. De esta forma se elaboran nuevos modelos de estrellas, galaxias y objetos celestes que quizá sólo la fantasía matemática de los investigadores consiga concretar: nacen los agujeros negros, los universos de espuma, las cadenas…

Resultado de imagen de Encuentran grafeno en el Espacio

El telescopio sensible al infrarrojo también detectó en la misma región la presencia de una molécula relacionada con el grafeno designada como C70, … El hallazgo se hizo en la Pequeña Nube de Magallanes.

Encontrar Grafeno en el espacio ya no es una sorpresa, toparnos de bruces con océanos de metano… ¡tampoco!, hallar colonias de bacterias vivienda a muchos kilómetros de altura no es una novedad, saber que en las estrellas se fabrican los materiales aptos para hacer posible la química de la vida… nos maravilla pero ya, no es causa de asombro. Cada día damos un paso más hacia el saber del “mundo”, de la Naturaleza, del Universo en fin.

Resultado de imagen de La evolución estelar

En la actualidad, el número de investigadores centrados en problemas relacionados con la evolución estelar, la Astrofísica y las teorías cosmogenéticas es tan elevado que ya no tiene sentido hablar de uno en particular, ni de un único hilo de investigación. Al igual que ocurre con otras ramas científicas las Astronomía se ha convertido en un trabajo de equipo a escala internacional que avanza sin cesar en una concatenación de innovaciones, inventos, nuevos instrumentos, interpretaciones cada vez más elaboradas y, a menudo más difíciles de entender incluso para los investigadores que avanzan con infinidad de caminos paralelos. Es una situación que ya vaticinaba Bacon en tiempos de Galileo.

Hasta la Astronomía se ha hiperespecializado y, por ejemplo, quienes estudian problemas particulares de la física de las estrellas pueden desconocerlo todo sobre planetas y galaxias. También el lenguaje es cada vez más técnico, y los términos, capaces de resumir itinerarios de investigación, son complejos de traducir al lenguaje común. Así, mientras la divulgación avanza a duras penas entre una jungla de similitudes y silogismos, las informaciones que proceden de otras disciplinas son aceptadas por los científicos y los resultados de cada cual se convierten en instrumentos para todos.

La observación del Sol obsesionó a la mayoría de los Astrofísicos. A veces, resultaba difícil identificar algunas líneas y ello condujo a descubrir un nuevo elemento químico; se empezó a sospechar que el Sol poseía una temperatura mucho más elevada de lo imaginado. La línea de emisión de los espectros de estrellas y nebulosas demostraron que casi un tercio de los objetos estudiados eran gaseosos. Además, gracias al trabajo de Johan Doppler (1803-1853) y de Armand H. Fizeau (1819-1896), que demostró que el alejamiento o el acercamiento respecto al observador de una fuente de señal sonora o luminosa provoca el aumento o disminución de la longitud de onda de dicha señal, empezó a precisarse la forma de objetos lejanos. El cielo volvía a cambiar y hasta las “estrellas fijas” se movían.

Las investigaciones sobre planetas, estrellas, materia interestelar, galaxias y Universo van paralelas, como si fueran disciplinas independientes, pero en continua osmosis. Y mientras la información sobre el Sol y los cuerpos del Sistema solar es más completa, detallada y fiable, y las hipótesis sobre nuestra Galaxia hallan confirmación, el Universo que empezamos a distinguir más allá de nuestros limites no se pareced a lo que hace un siglo se daba por sentado. Y mientras los modelos matemáticos dibujan uno o mil universos cada más abstractos y complejos, que tienen más que ver con la filosofía que con la observación, vale la pena recordar como empezó nuestro conocimiento hace miles de años.

Otros nos indicaron la dirección a seguir pero, la dureza del camino…, esa, la tuvimos que hacer nosotros. Es decir, en cada época y lugar, los que estuvieron, miraron hacia atrás para ver lo que hicieron sus ancestros y, con aquellas enseñanzas, tener la guía del camino a seguir, o, por el contrario, si los resultados no fueron biuenos, rechazarlos. Lo cierto es que, al igual que nosotros, los que vengan detrás partirán con alguna ventaja aunque tengan que hacer su propio recorrido que, ni mucho menos tienen el camino despejado y, la niebla d ela ignorancia sigue siendo espesa, auunque algo más suave que la que nosotros nos encontramos.

Ahora, amigos, después de este breve repaso por una pequeña parte de la Historia de la Astronomía, al menos tendréis una idea más cercana  del recorrido que, la Humanidad, ha tenido que realizar para conocer mejor el Universo.

Los datos aquí reseñados tienen su origen en diversas fuentes que, de aquí y de allá, han sido tomadas para recomponer un mensaje que les lleve a todos algunos mensajes de como ocurrieron los acontecimientos en el pasado para que fuera posible nuestro presente.

emilio silvera

Cada día damos un paso más, en el saber del “mundo”

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en Astrofísica    ~    Comentarios Comments (0)

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Descubren el posible origen del ADN en una galaxia de bolsillo

En idénticas condiciones de temperatura y presión que el universo de hace 4.600 millones de años, logradas en el laboratorio, han logrado originar ribosa, la molécula que luego acabó convirtiéndose en ADN.

Formación de una estrella en la nebulosa Tarántula.

Formación de una estrella en la nebulosa Tarántula. Telescopio Hubble NASA

De dónde vino el ADN es una de las preguntas más trascendentales que los científicos tratan de responder. En teoría, la base genética de todos los organismos evolucionó desde un universo primordial hecho de estructuras más sencillas, como el ARN, cuya molécula central es la enzima ribosa.

 

 

 

 

Un grupo de investigadores vierte luz esta semana sobre el misterioso origen de la ribosa con un trabajo publicado en Science. Esta molécula pudo formarse cuando nuestro sistema solar no era más que una gigantesca nebulosa de polvo y hielo, hace más de 4.600 millones de años. Los fotones ultravioleta y la radiación cósmica pudieron provocar una compleja serie de procesos químicos para que de los hielos comenzaran a nacer cadenas de monosacáridos, como la ribosa.

Lo más sorprendente es que, para descubrir esto, Cornelia Meinert o Uwe Meierhenrich, investigadoras del Instituto de Química de Niza, Francia, tuvieron que simular en su laboratorio las condiciones interestelares que provocaron el nacimiento de esta esquiva molécula.

¿Cómo? Condensando en una cámara de vacío a -195ºC de temperatura y 0,0000007 milibares de presión un puñado de partículas volátiles de agua, metanol y amoníaco, irradiando esas partículas con fotones ultravioleta durante 142 horas y luego calentando el resultado hasta llegar a temperatura ambiente. Tras todo el proceso, los científicos vieron aparecer un residuo orgánico.

 

Gracias, Philae

 

 

Resultado de imagen de Cuando el módulo Philae de la ESA surcó cientos de miles de kilómetros a bordo de la sonda Rosetta

 

 

Cuando el módulo Philae de la ESA surcó cientos de miles de kilómetros a bordo de la sonda Rosetta y aterrizó a lomos de un rocoso cometa bautizado Churiumov-Guerasimenko o P67, mucha gente se preguntó de qué servía, si era un verdadero avance científico o un despilfarro ostentoso pagado con nuestros duramente ganados impuestos. Si conoce a alguien así, llámelo a capítulo y dígale que abra bien los ojos.

Meinert y Meierhenrich habían colocado un instrumento a bordo de Philae llamado COSAC GC-MS, encargado de detectar compuestos orgánicos en el núcleo del P67. Detectó 16. “La COSAC aplicó su modo de olfateo, sensible solamente para compuestos orgánicos volátiles”, explica Meierhenrich a EL ESPAÑOL. Este modo detectó tres compuestos volátiles entre los 16 compuestos orgánicos. Deberían haber podido detectar también aminoácidos y sacáridos como la ribosa, pero por desgracia el aterrizaje de Philae fue calamitoso y el sistema de perforación de la roca no funcionó adecuadamente. “Creo que la ribosa está presente en el hielo del cometa”, señala no obstante la científica.

 

 

Ilustración de Philae aterrizando en el cometa P67.

 

Ilustración de Philae aterrizando en el cometa P67. ESA

 

 

Detectar estos compuestos, aldehídos, en el hielo del cometa P67 el año pasado ayudó a estas científicas a perfeccionar en el laboratorio la simulación de hielo interestelar.

“Algunos de los compuestos orgánicos de los hielos del cometa vienen de un medio interestelar, nubes moleculares de las que el Sistema Solar se formó”, explica Cornelia Meinert a este periódico. “Algunas partes se formaron fotoquímicamente después de la coalescencia del Sol, durante sus primeros millones de años de evolución estelar o fase T Tauri”. El experimento realizado por estas investigadoras demuestra que el proceso puede ocurrir tanto en nebulosas moleculares como en discos protoplanetarios. “Los ladrillos moleculares del potencial primer material genético son abundantes en ambientes anteriores a la formación de estrellas o planetas”, concluye.

El descubrimiento no prueba que la vida se haya desarrollado en cualquier otra parte del universo, pero sugiere que no hay razones para pensar lo contrario.

Fuente: El Español