sábado, 29 de abril del 2017 Fecha
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Cúmulo abierto M67

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

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Messier object 067.jpg

 

Un equipo internacional de astrónomos ha descubierto que hay muchos más planetas calientes similares a Júpiter de lo que se suponía, en un cúmulo estelar denominado Messier 67. Este sorprendente resultado se obtuvo utilizando diversos telescopios e instrumentos, incluyendo al espectrógrafo HARPS instalado en el Observatorio La Silla de ESO en Chile. El ambiente denso de un cúmulo genera más interacciones entre los planetas y las estrellas cercanas, lo cual podría explicar el exceso de Júpiteres calientes.

 

 

http://www.astrobitacora.com/wp-content/uploads/2015/12/planet-trio_1024.jpg

 

Planetas mayores que Júpiter orbitan algunas de sus estrellas

 

M67 (también conocido como NGC 2682) es un cúmulo abierto situado en la constelación de Cáncer.

M67 tiene aproximadamente 500 componentes. Contiene 11 estrellas gigantes de tipo espectral K con magnitud absoluta entre +0.5 y +1.5, así como algunas estrellas en la zona más azul de la Secuencia Principal, la más brillante de ellas de tipo espectral B8 o B9. También posee 200 enanas blancas (esto quiere decir que doscientos soles murieron para que ellas existieran) y 100 estrellas parecidas a nuestro sol. La magnitud aparente de sus estrellas más brillantes es alrededor de 10ª.

Resultado de imagen de Harlow Shapley

Debido al alto número de estrellas, de tipos tan distintos, ha sido estudiado intensamente: Harlow Shapley (1917) realizó los primeros trabajos sobre sus colores y magnitudes, Barnard (1931) midió la posición de sus principales componentes (para determinar sus movimientos propios), Popper (1954) los espectros de sus brillantes estrellas, mientras que Johnson y Sandage (1955) elaboraron el primer Diagrama HR preciso de alrededor de 500 estrellas, descubriendo su elevada edad y su estado tan evolucionado.

Resultado de imagen de estrellas binarias ellas (presumiblemente del tipo RS CVn

Estas binarias se pueden fusionar para formar una estrella de Neutrones

Hasta la fecha (2.016) se han descubierto la presencia de 45 fuentes de Rayos X en el cúmulo, la mayoría de ellas estrellas binarias ellas (presumiblemente del tipo RS CVn), con períodos orbitales de 10 días o menos.

En su parte sur, prácticamente en la zona occidental, aparece un pequeño agrupamiento de nueve estrellitas conocido como Dipper: tiene forma de pequeña cometa con la cola curvada; una de sus estrellas componentes es la variable S 999.

Imagen relacionadaImagen relacionadaResultado de imagen de variables del tipo binaria eclipsante y binaria espectroscópica

Contiene bastantes variables del tipo binaria eclipsante y binaria espectroscópica; algunas de estas estrellas, fácilmente visibles para telescopios de aficionado dotado de cámara CCD son:

  • AH Cnc: de magnitud 13.33, es una binaria del tipo UW UMa descubierta en 1960; su período es igual a 0.360452 días, su amplitudes próxima a 0.40 magnitudes.
  • EV Cnc: de magnitud 12.78, también es una binaria de tipo UW UMa; fue descubierta en 1991, tiene un período igual a 0.44144 días y una amplitud igual a 0.18 magnitudes.
  • AG Cnc: con magnitud 13.77 presenta un período igual a 2.84 días y una amplitud de 0.20 magnitudes.
  • S 999: de magnitud 12.60 es una variable de largo período (9.2 días) que presenta una amplitud fotométrica igual a 0.07 magnitudes; está situada en la parte norte del Dipper.
  • S 1063: también conocida como NSV 4274, es un astro de magnitud 13.79 con un período de variación muy largo, comprendido entre los 17 y 18 días (hasta el año 2006 no está bien determinado), con una amplitud de 0.18 magnitudes.
  • ES Cnc: con magnitud 11.19 es una de las más brillantes del cúmulo; se trata de una estrella del tipo blue straggler (errante azul) que resulta ser también una variable eclipsante con un período igual a 1.0677978 días.

En 2004 se publicó un estudio del cúmulo en el que se midieron las magnitudes de sus estrellas con una precisión de diezmilésimas de magnitud: (0.0001 magnitud).

Fuente de datos de Wikipedia.

¡Física! ¡Astronomía! Tienen tántos secretos

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

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Resultado de imagen de iones
Al combinarse sodio con cloro, para formar cloruro de sodio (sal común de mesa), cada átomo de sodio cede un electrón a un átomo de cloro.
En lo referido al  deuterón es una de las variedades del ion hidrógeno o Hidrón. En química,  y en física de partículas, el deuterón, (del griego δεύτερος, deuteros, “el segundo”), designa el núcleo del átomo de deuterio,   un isótopo  estable del elemento Hidrógeno.  El símbolo del deuterón es 2H+, o más raramente, D+ o simplemente d. Un deuterón se compone de un neutrón y un protón.

Estaba pensando escribir un poco sobre cuestiones generales de la Física, y, de pronto, sin saber el por qué, me vino a la memoria que, el deuterón, resultó ser una partícula muy valiosa para bombardear los núcleos.  En 1.934, el físico australiano Marcus Lawrence Edwin Oliphant y el austriaco P.Harteck atacaron el deuterio con deuterones y produjeron una tercera forma de hidrógeno, constituído por un protón y 2 neutrones. La reacción de planteó así:

Hidrógeno2 + Hidrógeno2 → Hidrógeno3 + Hidrógeno1

 

 

Fusión nuclear de deuterones (núcleos de deuterio) y tritones (núcleos de tritio) con producción de helio. Este nuevo Hidrógeno superpesado se denomino “tritio”; su ebullición a 25’0 °K y su fusión, 20’5 °K.

Como con cierta frecuencia me pasa, me desvió del tema en un principio elegido y, sin poderlo evitar, mi ideas (que parecen tener vida propia), cogen los caminos más diversos.  Basta con que se cruce en el camino del trabajo que realizo, un fugaz recuerdo, lo sigo y me lleva a destinos distintos de los que me propuse al comenzar, así, en este caso, me pasé a la química que, también me gusta mucho y está directamente relacionada con la física, de hecho son hermanas, la madre, las matemáticas, la única que, finalmente, lo podrá explicar todo.

“Puesto que el electrón posee una carga eléctrica (negativa), cualquier movimiento del mismo puede generar un pequeño campo magnético capaz de hacerlo interactuar con un campo magnético externo no homogéneo. Y una manera en la cual el 47avo electrón solitario pueda comportarse como un pequeño imán dándole de este modo al átomo de plata un momento magnético es girando sobre su propio eje como si fuese un trompo”

Estamos hablando de las partículas y no podemos dejar a un lado el tema del movimiento rotatorio de las mismas. Usualmente se ve cómo la partícula gira sobre su eje, a semejanza de un trompo, o como la Tierra, o el Sol, o nuestra Galaxia o, si se me permite decirlo, como el propio Universo. En 1.925, los físicos holandeses George Eugene Uhlenbeck y Samuel Abraham Goudsmit aludieron por primera vez a esa rotación de las partículas.  Estas, al girar, genera un minúsculo campo magnético; tales campos han sido objeto de medidas y exploraciones, principalmente por parte del físico alemán Otto Stern y el físico norteamericano Isaac Rabi, quienes recibieron los premios Nóbel de Física en 1.943 y 1.944, respectivamente, por sus trabajos sobre dicho fenómeno.

Esas partículas (al igual que el protón, el neutrón y el electrón), que poseen espines que pueden medirse en número mitad, se consideran según un sistema de reglas elaboradas independientemente, en 1.926, por Fermín y Dirac.  Por ello, se las llama y conoce como Estadísticas Fermi-Dirac.  Las partículas que obedecen a las mismas se denominan fermiones, por lo cual el protón, el electrón y el neutrón son todos fermiones.

Hay también partículas cuya rotación, al duplicarse, resulta igual a un número par.  Para manipular sus energías hay otra serie de reglas, ideadas por Einstein y el físico indio S.N.Bose. Las partículas que se adaptan a la “estadística Bose-Einstein” son “bosones”.  Por ejemplo, la partícula alfa, es un bosón.

Las reglas de la mecánica cuántica tienen que ser aplicadas si queremos describir estadísticamente un sistema de partículas que obedece a reglas de ésta teoría en vez de las de la mecánica clásica.  En estadística cuantica, los estados de energía se considera que están cuantizados.  La estadística de Bose-Einstein se aplica si cualquier número de partículas puede ocupar un estado cuántico dado. Dichas partículas (como dije antes) son los bosones que, tienden a juntarse.

Los bosones tienen un momento angular n h/2p, donde n es cero o un entero y h es la constante de Planck.  Para bosones idénticos, la función de ondas es siempre simétrica.  Si solo una partícula puede ocupar un estado cuántico, tenemos que aplicar la estadística Fermi-Dirac y las partículas (como también antes dije) son los fermiones que tienen momento angular (n+½) h/2p y cualquier función de ondas de fermiones idénticos es siempre antisimétrica.

Partículas y campos, clásicos y cuánticos. Las nociones clásicas de partícula y campo comparadas con su contrapartida cuántica. Una partícula cuántica está deslocalizada: su posición se reparte en una distribución de probabilidad. Un campo cuántico es equivalente a un colectivo de partículas cuánticas.
Partículas y campos, clásicos y cuánticos. Las nociones cñásicas de partícula y campo comparadas con su contrapartida cuántica. Una partícula cuántica está deslocalizada: su posición se reparte en una distribución de probabilidad. Un campo cuántico es equivalente a un colectivo de partículas cuánticas.
neutrones. La dispersión inelástica de neutrones en un cristal es el resultado de la interacción de un neutrón lanzado contra los átomos en vibración de la red cristalina. En teoría cuántica de campos, el proceso se modeliza de manera más sencilla al introducir los cuantos de las ondas sonoras del cristal, los fonones, entendiéndolo como la absorción o emisión de un fonón por el neutrón.”
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neutrones. La dispersión inelástica de neutrones en un cristal es el resultado de la interacción de un neutrón lanzado contra los átomos en vibración de la red cristalina. En teoría cuántica de campos, el proceso se modeliza de manera más sencilla al introducir los cuantos de las ondas sonoras del cristal, los fonones, entendiéndolo como la absorción o emisión de un fonón por el neutrón.”
Dispersión de neutrones. La dispersión inelástica de neutrones en un cristal es el resultado de la interacción de un neutrón lanzado contra los átomos en vibración de la red cristalina.  En teoría cuántica de campos, el proceso se modeliza de manera más sencilla al introducir los cuantos de las ondas sonoras del cristal, los fotones,  entendiéndolo como la absorción o emisión de un fonón por el neutrón.

La relación entre el espín y la estadística de las partículas está demostrada por el teorema espín-estadística.

En un espacio de dos dimensiones es posible que haya partículas (o cuasipartículas) con estadística intermedia entre bosones y fermiones.  Estas partículas se conocen con el nombre de aiones; para aniones idénticos la función de ondas no es simétrica (un cambio de fase de+1) o antisimétrica (un cambio de fase de -1), sino que interpola continuamente entre +1 y -1.  Los aniones pueden ser importantes en el análisis del efecto Hall cuántico fraccional y han sido sugeridos como un mecanismo para la superconductividad de alta temperatura.

Debido al principio de exclusión de Pauli es imposible que dos fermiones ocupen el mismo estado cuántico (al contrario de lo que ocurre con los bosones).

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Esta imagen fue proporcionada por JILA, Universidad de Colorado, Boulder. Está específicamente acreditada a Mike Matthews, del equipo de investigación JILA.

“Un condensado de Bose–Einstein es un estado de la materia en el que ciertas partículas (bosones) pierden sus características individuales para colapsar en un único estado colectivo y en el cual los efectos cuánticos se manifiestan en una escala macroscópica. Ésta condensación fue predicha por Bose y Einstein en 1924-25. A finales de los años 30 se observó que, a muy bajas temperaturas (-271 ºC = 2.17 grados Kelvin) cerca del cero absoluto, el helio-4 se comportaba como un nuevo fluido con propiedades inusuales tales como la ausencia de viscosidad (fluir sin disipar energía) y la existencia de vórtices (pequeños remolinos indestructibles) cuantizados. A este nuevo estado se le conoce como superfluido. L. Landau obtuvo el Premio Nobel en 1964 por su teoría fenomenológica que explica la superfluidez como una consecuencia de un condensado de bosones interactuántes.”

La condensación de Bose-Einstein es de importancia fundamental para explicar el fenómeno de la superfluidez. A temperaturas muy bajas (del orden de 2×10-7k) se puede formar un condensado de Bose-Einstein, en el que varios miles de átomos forman una única entidad (un superátomo). Este efecto ha sido observado con átomos de rubidio y litio. Este efecto (condensación Bose-Einstein), como ya habréis podido suponer, es llamado así en honor al físico Satyendra Naht Bose (1.894-1.974) y de Albert Einstein.

Así que, el principio de exclusión de Pauli tiene aplicación no sólo a los electrones, sino también a los fermiones; pero no a los bosones.

Si nos fijamos en todo lo que estamos hablando aquí, es fácil comprender como forma un campo magnético la partícula cargada que gira, pero ya no resulta tan fácil saber por qué ha de hacer lo mismo un neutrón descargado.  Lo cierto es que ocurre así. La prueba directa más evidente de ello es que cuando un rayo de neutrones incide sobre un hierro magnetizado, no se comporta de la misma forma que lo haría si el hierro no estuviese magnetizado.  El magnetismo del neutrón sigue siendo un misterio; los físicos sospechan que contiene cargas positivas y negativas equivalentes a cero, aunque por alguna razón desconocida, lograr crear un campo magnético cuando gira la partícula.

Particularmente creo que, si el neutrón tiene masa, si la masa es energía (E=mc2), y si la energía es electricidad y magnetismo (según Maxwell), el magnetismo del neutrón no es tan extraño, sino que es un aspecto de lo que en realidad es, ¡materia! La materia es la luz, la energía, el magnetismo.  En definitiva, la fuerza que reine en el Universo y que esté presente, de una u otra forma en todas partes (aunque no podamos verla). ¡Es Curioso! Sea como fuere, la rotación del neutrón nos dé la respuesta a esas preguntas:

¿Qué es el antineutrón?  Pues, simplemente, un neutrón cuyo movimiento rotatorio se ha invertido; su polo sur magnético, por decirlo así, está arriba y no abajo.  En realidad, el protón y el antiprotón, el electrón y el positrón, muestran exactamente el mismo fenómeno de los polos invertidos.

Es indudable que las antipartículas pueden combinarse para formar la “antimateria”, de la misma forma que las partículas corrientes forman la materia ordinaria.

La primera demostración efectiva de antimateria se tuvo en Brookhaven en 1.965, donde fue bombardeado un blanco de berilio con 7 protones BeV y se produjeron combinaciones de antiprotones y antineutrones, o sea, un “antideuterón”. Desde entonces se ha producido el “antihielo 3″, y no cabe duda de que se pudiera crear otros antinúcleos más complicados aun si se abordara el problema con más interés.

Pero, ¿existe en realidad la antimateria? ¿Hay masas de antimateria en el Universo?

Si las hubiera, no revelarían su presencia a cierta distancia. Sus efectos gravitatorios y la luz que produjeran serían idénticos a los de la materia corriente.  Sin embargo, cuando se encontrasen las masas de las distintas materias, deberían ser claramente perceptibles las reacciones masivas del aniquilamiento mutuo resultante del encuentro.  Así, pues, los astrónomos observan especulativamente las galaxias, para tratar de encontrar alguna actividad inusual que delate dichas interacciones materia-antimateria.

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No parece que dichas observaciones fuesen un éxito. La única materia detectada ha sido siempre la Bariónica, la que podemos ver y emite radiación y luz. De todas las demás formas de materia de la que tanto hemos hablado (materia oscura, antimateria, o, sustancia cósmica… ¡ni la más mínima pista! Al menos hasta el momento.

¿Es posible que el Universo este formado casi enteramente por materia, con muy poca o ninguna antimateria? Y si es así, ¿por qué? Dado que la materia y la antimateria son equivalentes en todos los aspectos, excepto en su oposición electromagnética, cualquier fuerza que crease una originaria la otra, y el Universo debería estar compuesta de iguales cantidades de la una y de la otra.

Se trata de núcleos de Antihelio 4 formados por dos antiprotones y dos antineutrones

 

Este es el dilema.  La teoría nos dice que debería haber allí, en el espacio interestelar,  antimateria, pero las observaciones lo niegan, no lo respaldan. ¿Es la observación la que falla? ¿Y qué ocurre con los núcleos de las galaxias activas, e incluso más aún, con los quásares? ¿Deberían ser estos fenómenos energéticos el resultado de una aniquilación materia-antimateria? ¡No creo! Ni siquiera ese aniquilamiento parece ser suficiente, y los astrónomos prefieren aceptar la noción de colapso gravitatorio y fenómenos de agujeros negros, como el único mecanismo conocido para producir la energía requerida.

 Con esto de la antimateria me ocurre igual que con el hecho, algunas veces planteado de su composición en lugares muy lejanos del Universo.

“Ha caído una nave extraterrestre y nuestros científicos han comprobado que está hecha de un material desconocido, casi indestructible.”

El comentario de arriba se ha podido oír en alguna película de ciencia ficción. Podría ser verdad ¡un material desconocido! Sin embargo, no porque la nave esté construida por una materia distinta a la que aquí existe, sino porque, de los mismos materiales que pueblan todo el Universo, esos extraterrestres han sabido manipularlos para conseguir una aleación distinta. El Universo es igual en todas partes y, por muy lejos que un mundo pueda estar situado, siempre estará compuesto, en mayor o menor proporción, por los elementos conocidos de la Tabla Periódica. Otra cosa será el nivel tecnológico que ese pueblo pueda tener para conseguir aleaciones inusuales en la Tierra.

Lo único que puede diferir, es la forma en que se utilice, el tratamiento que se le pueda dar, y, sobre todo el poseer el conocimiento y la tecnología necesarios para poder obtener, el máximo resultado de las propiedades que dicha materia encierra. Porque, en última instancia ¿es en verdad inerte la materia?

Está claro que, dentro de lo que ya sabemos, lo único que podemos asegurar es el hecho de que, a partir de la materia, lo podremos conseguir todo y, está claro que, aún encierra muchos secretos que no hemos podido desvelar.

emilio silvera

Sencillamente sería el fín de los Seres vivos de la Tierra

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

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¿Y si el Sol desapareciera de repente?

Esta es la cascada de consecuencias para nuestro planeta y cómo se sucederían en el tiempo

 

¿Y si el Sol desapareciera de repente?

 

 

 

 

No hace falta ser un astrónomo experimentado para saber que dependemos completamente del Sol. Nuestra estrella particular, en efecto, ocupa el centro de nuestro sistema planetario, mantiene los mundos en su sitio e irradia la energía necesaria para que aquí, en la Tierra, sea posible la vida. Gracias al Sol tenemos luz, calor, atmósfera, fotosíntesis, océanos… Sabemos también, sin embargo, que nada, ni siquiera el Sol, dura eternamente. Durará mucho tiempo, sí, aunque no para siempre. ¿Pero qué sucedería si un buen día el Sol desapareciera de repente? ¿Cuáles serían las consecuencias para nosotros y cómo se sucederían en el tiempo?

Un gráfico recién publicado por la web SolarCentre ha recopilado mucha de la información disponible para resolver la cuestión. Y el panorama, como era de suponer, no resulta nada esperanzador…

Se acabó la gravedad

 

 

El mundo sería muy distinto si de pronto desapareciera la fuerza de Gravedad que genera el Sol

 

En una secuencia cronológica, lo primero que desaparecería con el Sol es su atracción gravitatoria. Todos los planetas están “ligados” gravitatoriamente al Sol, y su súbita desaparición los dejaría sin un centro alrededor del que orbitar. De modo que empezarían a viajar, más o menos, en línea recta, hasta que se toparan con otro cuerpo lo suficientemente grande como para atraerlos. La estrella más cercana, Alpha Centauri, está a 4,2 años luz de distancia, así que esta situación de “vagabundeo espacial”, suponiendo que algún mundo se dirigiera hacia allí, duraría muchos miles de años.

Por supuesto, al perder su orden establecido es muy probable que algunos planetas chocaran entre sí, o que muchas lunas acabaran precipitándose sobre los mundos a los que orbitan. Júpiter y Saturno, los dos gigantes del Sistema Solar, lograrían quizá atraer a algunos de los planetas que nos rodean, para devorarlos sin contemplaciones.

Oscuridad eterna

 

Resultado de imagen de Un mundo a oscuras, sin Sol

 

 

Aquí, en la Tierra, tardaríamos 8 minutos en darnos cuenta de que el Sol ya no está en su sitio. Ese es, en efecto, el tiempo que un rayo de sol tarda en recorrer, a la velocidad de la luz, los 150 millones de km. que nos separan del astro rey. Pasado ese tiempo, nos veríamos sumidos de repente en una total oscuridad. Y sería para siempre. Ni siquiera seríamos capaces de volver a contemplar la Luna, ya que su brillo no es más que un reflejo de la luz que recibe del Sol. Sí que veríamos las estrellas, que disponen de sus propias fuentes de luz, pero nuestras vidas se convertirían en una larga e interminable noche. Sin luz, además, las plantas ya no podrían seguir haciendo la fotosíntesis, con lo que la aportación de oxígeno a la atmósfera se interrumpiría casi por completo. Las reservas planetarias del gas que nos permite respirar apenas si durarían un par de semanas.

Se acabó el calor

 

Resultado de imagen de Desaparece el Sol y la Tierra se congela

 

Pero la oscuridad no sería lo más grave. De hecho, la temperatura media de la Tierra, que actualmente es de 29,6 grados, descendería rápidamente hasta los -123 grados en apenas dos meses. Cuatro meses después de la desaparición del Sol, la temperatura media de nuestro planeta sería de -198 grados, casi doscientas veces más fría que el interior de una nevera doméstica. En estas condiciones, la inmensa mayoría de la vida desaparecería de nuestro mundo. Solo quedarían algunos microorgansmos extremófilos que viven en medio de las rocas de la corteza terrestre, a varios km. de profundidad, y que no dependen de la luz solar. Los animales subterráneos y los carroñeros lograrían sobrevivir, quizá, durante un breve tiempo adicional, alimentándose de los cadáveres del resto. Pero terminarían desapareciendo en pocas semanas, junto a los demás. Sorprendentemente, los árboles más grandes lograrían, quizá, sobrevivir más tiempo, incluso durante algunas décadas, a pesar del frío y sin fotosíntesis.

Para los humanos, la única opción sería embarcar en submarinos y sumergirse con ellos hasta lo más profundo de los océanos, para aprovechar el calor interno del planeta a medida que surge a través de las fuentes hidrotermales. Con los océanos congelados, ese sería, probablemente, uno de los últimos reductos para la vida terrestre. Otra solución temporal sería la de construir módulos habitables totalmente aislados de las condiciones externas, aunque habría muy poco tiempo para hacerlo (menos de un mes desde el “apagón”) y, de conseguirlo, solo se salvarían unos pocos y durante un tiempo limitado.

9 Imágenes asombrosas de lagos, océanos y estanques congelados

Al final, unos pocos cientos de años tras la desaparición del Sol, incluso las profundidades oceánicas se congelarían. La atmósfera se colapsará y la gélida superficie de lo que fue un mundo lleno de vida quedaría indefensa del bombardeo radiactivo de los rayos cósmicos.

Un panorama, pues totalmente desolador. Por fortuna, el Sol es una estrella de mediana edad, que lleva brillando unos 5.000 millones de años y todo parece indicar que lo seguirá haciendo durante otros 5.000 millones de años más. Aunque ningún ser humano llegará a verlo. Dentro de “solo” unos 1.000 millones de años, en efecto, el Sol se habrá vuelto tan caliente que hará hervir los océanos, que se evaporarán y harán de la Tierra un mundo inhabitable. Ojalá que para entonces ya estemos instalados en otros lugares, muy lejos de aquí…

Resuelto el misterio del neutrino estéril

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

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Instlaciones de la base Amundsen-Scott, en el polo Sur, donde está instalado el telescopio Bicep-3.

 

Los datos de un Observatorio en la Antártida descartan casi por completo la posibilidad de que exista un neutrino que podría ayudar a explicar la materia oscura.

 

 

Imagen del laboratorio de detección de neutrinos IceCube, en la Antártida. IAN REES, ICECUBE – NSF

Los neutrinos son como los hobbits de la física de partículas. Prefieren estar en sus cosas, sin meterse en los líos políticos de los poderosos elfos o los ambiciosos humanos, y parecen insignificantes a su lado. Sin embargo, tienen algo, quizá fruto de esa autonomía respecto a otras partículas más poderosas, que les hace poder cambiar el mundo desde su posición aparentemente humilde.

Igual que un hobbit salvó a la Tierra Media del dominio del mal absoluto de Sauron, cuentan los físicos que pudieron ser los neutrinos quienes inclinaron la balanza hacia la antimateria en la lucha que se inició contra la materia en los orígenes del tiempo. Tras el Big Bang se había creado la misma cantidad de las dos sustancias y cada vez que una partícula con una carga chocaba contra su opuesta ambas se desintegraban dejando tras de sí un rastro de radiación. Si esa igualdad en la guerra hubiese perdurado, hoy no habría ni galaxias ni Tierra, ni humanos ni libros sobre hobbits.

Los neutrinos estériles podrían explicar por qué hay más materia que antimateria

 

 

Como los hobbits, que se dividen en tres razas, los neutrinos se agrupan en tres sabores, asociados a otros tres leptones de distintas masas: el electrón, el muón y el tau. Estas partículas se crean cuando protones de alta energía, producidos en cataclismos cósmicos como las supernovas, chocan contra la atmósfera terrestre y desencadenan una lluvia de partículas diversas entre las que se encuentran los neutrinos. En su camino a través de la Tierra, fluctúan cambiando de sabor, un fenómeno cuyo descubrimiento fue premiado con el Nobel de Física en 2015.

Estos hallazgos ya habían ayudado a reconfigurar el Modelo Estándar de física de partículas, que sirve para organizar nuestro conocimiento sobre cómo funciona la materia en su nivel más fundamental, pero en los últimos años, algunos científicos, a la vista de resultados experimentales difíciles de explicar con las partículas conocidas, habían planteado la posibilidad de que existiese un tipo de neutrino más. El neutrino estéril, como lo bautizaron, sería aún menos sociable que sus hermanos y solo trataría con el resto de la materia a través de la fuerza de gravedad. Su presencia habría ayudado a explicar si realmente los neutrinos desempeñaron un papel clave en el enfrentamiento entre materia y antimateria y podrían ayudar a entender qué es la materia oscura.

Sin embargo, un artículo publicado esta semana en la revista Physical Review Letters indica que tras mucho buscar no hay rastro de esta cuarta especie de neutrinos. Los autores llegan a esta conclusión después de analizar miles de neutrinos detectados por el Observatorio de Neutrinos IceCube del Polo Sur. Este particular telescopio está formado por 5.160 sensores congelados en el hielo antártico y distribuidos a una profundidad de entre 1,5 y 2,5 kilómetros en un espacio de un kilómetro cúbico. Esas dimensiones descomunales son necesarias para lograr atrapar las señales producidas por estas escurridizas partículas. Los neutrinos que intenta capturar IceCube se producen en la atmósfera sobre el Polo Norte y llegan a la Antártida después de atravesar toda la Tierra.

El telescopio IceCube cuenta con 5.160 detectores que ocupan un kilómetro cúbico bajo el hielo antártico

 

 

 

Los científicos esperaban que, si existiese, el neutrino estéril dejaría una señal clara en un determinado rango energético de un electronvoltio. Planteaban que este cuarto neutrino podría aparecer durante las fluctuaciones cuánticas que producen los cambios de sabor de la partícula. Pero esa señal no se ha encontrado. Además, los autores del trabajo han excluido la posibilidad de que se les haya escapado algo calculando la cantidad de neutrinos de cada clase generados en la atmósfera del Polo Norte. “Podemos detectar la cantidad de neutrinos muónicos, electrónicos y de tau y no hay nada que falte en la ecuación, así que la conclusión es que los resultados de IceCube debilitan la posibilidad de que este cuarto neutrino exista”, ha afirmado Jason Koskinen, investigador de la Universidad de Copenhague y coautor del estudio.

Este resultado es una muestra más de las posibilidades del telescopio de neutrinos antártico, una infraestructura que requirió una inversión de 271 millones de dólares. En noviembre de 2013, se publicó que durante los meses anteriores los detectores de IceCube habían atrapado 28 neutrinos procedentes de fuera del Sistema Solar. Entonces, los científicos anunciaron que la capacidad para detectar a aquellos mensajeros, capaces de viajar imperturbados por todo el espacio con información clave sobre la naturaleza del cosmos, como el hobbit que pudo entrar en Mordor sin ser detectado, abría una nueva era en la astronomía.

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.”

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 malas y buenas  pero todas deben ser conocidas para poder, en el primer caso aprovecharlas, y en el segundo, prevenirlas.

Pero demos un salto en el tiempo y viajémos 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 eneromes 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.

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 diversaspartículas de familias diferentes: unas son bariones que en el seno del átomo llamamos necleones, otras son leptones que gitan 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 inifintesimal 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.

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 el 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 electrón cae  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 confomadas 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 blancoazuladas, 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.

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 inexperimentado salta entusiamado cuando recorre con el telecopio 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

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 bloquedado 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 copmprender como la fusión nuclear podía producir energía en 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.

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. 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