lunes, 29 de octubre de 2018

El Sol y la vida en la Tierra - José A. Caballero

¿Hasta cuándo podrá mantener el Sol la vida en la Tierra?
(Por José A. Caballero)



La Tierra es un planeta habitable y habitado. Es habitable porque la vida basada en el carbono se puede desarrollar en el planeta, y es habitado porque de hecho la vida se ha desarrollado en él durante unos 3700 millones de años, aproximadamente un 80% del tiempo desde que la Tierra se formó en el disco protoplanetario del Sistema Solar. Si existe vida “realmente” inteligente en la Tierra, o si un holocausto nuclear o el impacto de un asteroide mayor que el de Chicxulub en el límite K/T afectaría la habitabilidad del planeta son preguntas que no serán discutidas aquí.

Los astrónomos estamos empezando a descubrir planetas habitables alrededor de otros soles. Algunos de estos exoplanetas podrían estar habitados, y para determinarlo estamos desarrollando telescopios e instrumentos que podrían demostrarlo en el futuro. Mientras tanto, los astrónomos usamos el término habitable de una manera bastante laxa. La zona de habitabilidad la definimos como el rango de separaciones a su sol en las que la superficie de un exoplaneta telúrico puede mantener agua líquida durante largos periodos de tiempo.  Por planeta telúrico entendemos aquel que se parece a la Tierra: ni demasiado pequeño, para que pueda albergar una atmósfera autosostenida, ni demasiado grande, para que esa atmósfera no se haga tan profunda y densa como las de los planetas helados del Sistema Solar (Urano y Neptuno).

En primer orden de aproximación, a un exoplaneta lo calificamos como habitable si su separación a su estrella (semieje mayor), circularización de su órbita (excentricidad), reflectancia de su atmósfera (albedo) y masa (relacionada con la cantidad justa de atmósfera) se corresponden con la luminosidad de su estrella. En realidad, hay muchos otros factores a tener en cuenta para estudiar su habitabilidad, como el efecto de la actividad estelar (frecuencia e intensidad de fulguraciones estelares), rotación sincrónica del planeta (los más cercanos a su estrella siempre le muestran la misma cara, como la Luna a la Tierra), presencia de campo magnético (que protege la superficie planetaria de la actividad estelar), existencia de tectónica de placas (para que se mantenga el ciclo del carbono), composición de la atmósfera (en Venus hay nubes de ácido sulfúrico), estabilización del eje de rotación (gracias a la Luna, el eje de rotación de la Tierra es relativamente estable)…

La Tierra cumple todos esos requisitos de habitabilidad, y los ha cumplido durante al menos esos 3700 millones de años. ¡Por ahora!

De todos es sabido que el Sol es una estrella enana y que tarde o temprano se convertirá en una gigante roja. En realidad, el futuro a muy largo plazo del Sol  (1020 años) es convertirse en una enana negra, que es la fase teórica posterior a la de enana blanca. La enana blanca será el núcleo de helio y carbono del Sol futuro, mientras que las capas exteriores serán expelidas por vientos estelares, formando una preciosa nebulosa planetaria. Antes de esta fase, la Tierra será tragada por la enrarecida atmósfera del Sol cuando este entre en la rama asintótica de las gigantes, dentro de unos 6000 o 7000 millones de años, que es más del tiempo que ha transcurrido desde la formación del Sistema Solar hace unos 4600 millones de años.

¡Pero la Tierra dejará de ser habitable mucho antes! En la actualidad, el Sol quema hidrógeno en su núcleo a un ritmo constante, pero medible. Al transformar hidrógeno en helio, el Sol se va calentando paulatinamente, de forma que el Sol es hoy un 30% más brillante que poco después de que el Sistema Solar llegara a su configuración actual. Dentro de 2800 millones de años, la temperatura de la superficie en los polos alcanzará los 140ºC y los termófilos más resistentes se extinguirán; dentro de 1100 millones de años, los océanos se habrán evaporado, subducido en el manto o fotodisociado por encima de la estratosfera terrestre, y desaparecerán los últimos hongos y plantas fotosintéticas; dentro de 600 millones de años, el 95% de las plantas no podrán realizar la fotosíntesis ya que no habrá suficiente CO2 disponible en la atmósfera (al aumentar la temperatura, el carbono tiende a fijarse a las rocas carbonáceas de la corteza). Las últimas plantas en morir serán las coníferas; en aquel momento solo quedarán aves, pequeños peces, invertebrados y microorganismos. Los mamíferos seremos los primeros en perecer.

Solo tenemos unos 500 millones de años antes de que nuestra civilización colapse. Tenemos este tiempo para organizarnos y sembrar de vida todos los planetas habitables y deshabitados que encontremos en la Vía Láctea. Como decía el filósofo cordobés Séneca, “non est ed astra mollis e terris via” (no hay camino fácil desde la Tierra a las estrellas).


José A. Caballero
Landessternwarte Königstuhl, Heidelberg




lunes, 22 de octubre de 2018

¿Es el Sol una gran estrella? - Ignacio Negueruela Díez

¿Es el Sol una gran estrella?
(Por Ignacio Negueruela Díez)



Más de una vez hemos oído decir que el sol es una “estrella pequeña” o “una estrella cualquiera”. Los científicos tienden a administrarnos estas píldoras de humildad como vacuna contra nuestra natural tendencia a pensar que todo lo nuestro es especial y mejor que el resto. Pero ¿qué quieren decir con esto? ¿En qué sentido es el Sol una estrella del montón?

1        El tamaño del Sol.

El Sol es una bola incandescente de gas con un radio de 700.000 km y una temperatura superficial de 5.800 K. Se nos pueden ocurrir muchos adjetivos que aplicarle, pero, a nuestra escala, seguro que no serán ni diminuto, ni intrascendente. Pero el hombre no es la medida de todas las cosas. ¿Qué lugar ocupa el Sol en la sociedad de las estrellas?

Durante buena parte de su vida, las estrellas producen energía mediante la combustión del hidrógeno en su núcleo para dar lugar a helio [1]. En esta fase, el tamaño de una estrella depende de su masa. A mayor masa, más grande es la estrella (aunque la dependencia no es lineal). Como la temperatura superficial de la estrella también depende de su masa, en los diagramas que muestran propiedades estelares, las estrellas se concentran en una tira relativamente estrecha que se conoce como secuencia principal. Las estrellas más pequeñas, con masas algo menores de un décimo de la solar, tienen radios también unas diez veces menores. Las estrellas más masivas de la secuencia principal tienen radios entre quince y veinte veces mayores que el Sol. Por tanto, vemos que el Sol no es particularmente grande en la escala estelar. Pero incluso esta posición es engañosa. Una vez agotado el hidrógeno en el núcleo, las estrellas se hinchan y su temperatura disminuye. Entonces se hacen mucho más grandes, convirtiéndose en gigantes rojas [2].

Las gigantes rojas típicamente tienen radios entre 10 y 30 veces mayores que el Sol, pero en algunas fases de su evolución pueden llegar a ser bastante más grandes. Una estrella como el Sol puede llegar a alcanzar un radio unas 200 veces mayor que el que tiene ahora (rozando la órbita de la Tierra) cuando sea una gigante de la rama asintótica, justo antes de morir. Otras estrellas más masivas pueden llegar a tener 500 radios solares durante esta fase. Las estrellas mucho más masivas que el Sol se convierten en supergigantes, alcanzando tamaños de más de 1.000 radios solares. Estas son las estrellas más grandes. No estamos seguros del tamaño máximo que puede alcanzar una supergigante roja, pero creemos que anda entre 1.500 y 2.000 radios solares.

Vemos, entonces, que el Sol es una estrella pequeña ahora, pero será mucho mayor en el futuro. El tamaño de una estrella está determinado por su masa y por su edad. Por consiguiente, cuando los astrónomos comparamos estrellas, la propiedad en la que nos fijamos no es tanto el tamaño físico, sino la masa. 

2        La masa del Sol.

La masa del Sol es tan enorme que necesito casi un renglón entero para escribirla: 2.000.0000.000.000.000.000.000.000.000.000 kg. Los astrónomos medimos la masa de las estrellas en masas solares. Las estrellas más pequeñas tienen una masa en torno al 8% de la masa solar. Si un cuerpo celeste tiene una masa menor, no pueden producirse las reacciones nucleares que generan energía y, por tanto, no es una estrella; es lo que llamamos una enana marrón. La masa más grande que puede tener una estrella no está bien determinada. Sospechamos que existe una masa superior, porque hay procesos físicos que hacen muy difícil la formación de estrellas muy masivas, pero puede que este límite dependa de otros factores, como la composición química de las propias estrellas. Sabemos que existen estrellas con unas 100 masas solares, porque las hemos pesado (es una manera de hablar; determinamos su masa gracias a su movimiento orbital y la ley de la gravedad). Muchos astrónomos creen que en nuestro Universo local la mayor masa que puede tener una estrella es alrededor de 150 masas solares, aunque otros especialistas elevan este número hasta 300 masas solares.

Así que la masa del Sol tampoco es particularmente llamativa. Pero, antes de deprimirse por la vulgaridad de nuestra estrella, cabe preguntarse ¿cuántas estrellas hay de cada tamaño? Ya hemos dado una pista al decir que es muy difícil que se formen estrellas muy masivas. Para saber por qué, tendremos que pararnos un momento a aprender cómo se hace una estrella.

Las estrellas nacen en el interior de grandes nubes de gas y polvo que habitan el medio interestelar [3]. Estas nubes originalmente presentan densidades pequeñísimas y temperaturas muy bajas (unos pocos Kelvin). De repente y por una variedad de motivos que no siempre entendemos bien, las nubes se fragmentan en pequeños trozos que se contraen en respuesta a su propia gravedad hasta tener en su interior presiones y densidades tan altas que se producen reacciones nucleares. La fragmentación está dominada por procesos físicos que operan mejor a ciertas escalas que a otras. Como consecuencia, resulta más sencillo formar estrellas con ciertas masas que con masas mayores o menores.

Si suponemos que una nube dada crea una población coetánea de estrellas - una aproximación un poco burda, porque, entre otras cosas, el tiempo de formación de las estrellas también depende de su masa (en este caso, de manera inversa) –, la distribución en masas de las estrellas será la consecuencia última de todo el proceso. Al cabo de un corto tiempo (astronómicamente hablando) no quedará ningún rastro de la nube que formó las estrellas. La distribución en masas será la única característica observable que nos deje el episodio de formación estelar y, por tanto, la única medida que podamos hacer que nos dé información sobre cómo se ha producido este episodio. La ley que nos dice cuántas estrellas de una masa dada pertenecen a una población se llama función inicial de masas. Su cálculo en diferentes regiones de formación estelar es una de las actividades más importantes para muchos astrofísicos, porque creemos que, sabiendo las condiciones iniciales y teniendo una descripción del resultado final, podremos entender cómo sucede la formación estelar.

Como consecuencia de estas mediciones, sabemos que hay una masa estelar preferida por la naturaleza. Independientemente de las condiciones iniciales, nunca parece estar muy lejos de un 50% de la masa solar. Si una nube se fragmenta y surge una población estelar, casi todas las estrellas que la compongan tendrán masas bajas y habrá una mayoría con masas entre un 20 y 60% de la del Sol. Para masas más altas, se comprueba que el número de estrellas que se forma es inversamente proporcional a su masa. Pero esta proporción no es lineal, sino exponencial. El número de estrellas disminuye de manera tremendamente rápida conforme la masa crece, siguiendo lo que se conoce como Ley de Salpeter. Así, por ejemplo, por cada estrella de 30 masas solares que llega a nacer, se forman 100 estrellas con la masa del Sol, y muchas más estrellas con masas menores.

Ahora bien, la tasa de formación de las estrellas no es el único efecto a tener en cuenta para saber cuál es la masa típica de las estrellas. Las estrellas mucho mayores que el Sol viven vidas mucho más breves. Volviendo al ejemplo, una estrella de 30 masas solares vive aproximadamente 6 millones de años, pero una estrella de masa solar vive unos 10.000 millones de años. Las estrellas más masivas son escasísimas, aunque resulten moderadamente fáciles de encontrar por su brillo descomunal. Así nuestra pregunta inicial se contesta con una aparente paradoja: aunque la masa del Sol es relativamente baja para una estrella, casi todas las estrellas que existen en la actualidad son menos masivas que el Sol. El Universo está lleno de estrellitas.

3        Hacia una teoría de la formación estelar.

La Astrofísica es una ciencia que se ocupa de cuestiones fundamentales. Hoy en día, uno de sus objetivos principales es entender cómo se forman las estrellas. Tenemos teorías bastante avanzadas sobre estructura estelar y una teoría de evolución estelar [1] que reproduce con bastante acierto muchas propiedades de las estrellas en el cielo. Sin embargo, aún no tenemos una teoría completa de la formación estelar y, de rebote, la formación de sistemas planetarios alrededor de las estrellas. Esta deficiencia se debe, en buena parte, a la enorme complejidad del proceso. Para entender bien la formación estelar necesitamos comprender simultáneamente los mecanismos físicos que actúan a la escala de la nube gigante de gas (cientos de años luz) y a la escala de una estrella. Ningún ordenador, por potente que sea, es capaz de calcular variables físicas manteniendo la homogeneidad sobre escalas espaciales que cubren un factor de casi mil millones.

Una segunda dificultad es observacional. Como la formación estelar se produce en el interior de las nubes de polvo, no alcanzamos a verla. Los sitios en los que tiene lugar el nacimiento de las estrellas aparecen como manchas negras en las imágenes del cielo. Por suerte, esta complicación se vuelve menor cada día gracias al desarrollo de nuevos detectores que nos permiten ver en partes del espectro electromagnético donde el polvo es transparente o, por lo menos, mucho menos opaco. Los detectores sensibles al infrarrojo medio a bordo de telescopios espaciales como Spitzer o Herschel han permitido crear impresionantes mapas de las zonas de formación estelar en nuestra galaxia. En tierra, estamos acabando de construir ALMA, el mayor proyecto de colaboración internacional en Astrofísica, un conjunto de detectores de radiación submilimétrica que puede escudriñar los detalles del proceso de formación estelar incluso en las regiones más escondidas. Con todo ello y con el siempre creciente poder de computación de los ordenadores, esperamos avanzar en los próximos años hacia una teoría de la formación estelar que tenga poder predictivo.

 A día de hoy, podemos explicar de manera cualitativa la formación del sol y otras estrellas y el origen de los cúmulos estelares. Ya existen computaciones que simulan la física de la formación estelar y son capaces de reproducir la función inicial de masas que observamos habitualmente. Sin embargo, aún quedan incógnitas por resolver. Para los observadores, hay dos preguntas muy importantes que contestar. La primera es si vemos siempre una función inicial de masas similar porque en la vecindad solar todas las nubes que forman estrellas son, en realidad, muy parecidas. Quizá si mirásemos en lugares muy diferentes, con condiciones físicas más extremas (como, por ejemplo, en la superficie de contacto entre dos galaxias que colisionan, o en la vecindad de un agujero negro supermasivo) veríamos funciones iniciales de masas distintas. La observación de este tipo de ambientes extremos se lleva mucho tiempo en los telescopios más avanzados en la actualidad. La segunda pregunta (en realidad, muy relacionada con la primera) es si la función inicial de masas ha sido la misma a lo largo de toda la historia del universo. A nivel teórico, se trabaja con denuedo para comprender los numerosos fenómenos físicos que regulan el comportamiento de las nubes a todas las escalas espaciales. Nuestro objetivo es desarrollar una teoría capaz de explicar, partiendo de primeros principios, cómo los componentes elementales se han combinado para formar las estrellas y los seres vivos, es decir, una teoría que nos proporcione una respuesta científica a la ancestral pregunta “¿de dónde venimos?”. El estudio del Sol y nuestro sistema solar desempeña un papel fundamental en el desarrollo de nuestras ideas, porque solo aquí somos capaces de apreciar los detalles más finos que siempre nos faltarán, por más potentes que sean nuestros telescopios, cuando escudriñemos los lugares lejanos en que se forman las estrellas. También de este modo, para nosotros, el Sol sigue siendo una estrella especial.


Notas:
1. Ver capítulo 15.
2. Ver capítulo 18.
3. Ver capítulo 11.

Ignacio Negueruela Díez
Doctor en Astrofísica
Profesor Titular en la Universidad de Alicante



Ignacio Negueruela Díez




Bajó de Logroño a Zaragoza para estudiar Física y después llevó a cabo su doctorado en astrofísica en la Universidad de Southampton. Durante unos cuantos años, vagó por Europa de postdoc en postdoc, hasta regresar a España con un contrato Ramón y Cajal en la Universidad de Alicante, donde acabó por estabilizarse como profesor. Pasa buena parte de su tiempo intentando enseñar Física a gente a quien no le interesa lo más mínimo, aunque también dedica largos ratos a supervisar el trabajo de jóvenes científicos con mucho interés y gran potencial.

Sus trabajos de investigación tratan sobre todo de las estrellas de alta masa, aquellas que son mucho más masivas que el Sol y producen la mayor parte de los elementos químicos presentes en nuestro Universo. Investiga su formación en cúmulos abiertos, su ciclo vital y las peripecias de sus cadáveres, las estrellas de neutrones y agujeros negros, en sistemas binarios. Para conseguirlo, utiliza grandes telescopios y analiza enormes cantidades de datos.

Está convencido de que la educación y el conocimiento compartido son nuestra mayor esperanza para formar una sociedad mejor y lamenta profundamente la creciente mercantilización de casi todo, en particular, la de las personas y la Ciencia.

Recomendaciones en este Blog.

lunes, 15 de octubre de 2018

¿Qué es el Viento Solar? - Antonio Guerrero Ortega

¿Qué es el Viento Solar?
(Por Antonio Guerrero Ortega)



El sistema solar, en el que orbitan los planetas más cercanos, está definido por un entorno dominado por el viento solar. En el inmenso espacio de la Vía Láctea (nuestra galaxia), compuesta de millones de estrellas, el sistema solar sostenido por la presencia del viento solar que emana de la atmósfera del Sol es como una pequeña burbuja que envuelve a nuestra estrella en su viaje por la galaxia. Esta burbuja dominada por el viento solar es lo que llamamos Heliosfera.

La primera sospecha de que existía una especie de viento que soplaba desde el Sol en todas direcciones existe desde que se observan los cometas. Los cometas son objetos que viajan, en parte o totalmente, por el entorno de la Heliosfera (medio interplanetario) y que la humanidad ha podido observar fácilmente desde la Tierra desde mucho antes de la era espacial. La característica más llamativa de ellos es lo que comúnmente llamamos la cola del cometa, el rastro que parecen dejar en su viaje espacial debido a que están compuestos de materia que se desprende cuando se acercan al Sol. Lo que hizo pensar por muchas generaciones que tenía que existir un viento que sople alejándose del Sol en todas direcciones era el hecho de que la cola de los cometas se aleja siempre del Sol en la dirección radial, independientemente de si el cometa se dirige hacia el Sol o se aleja del mismo. Lo lógico sería pensar que la cola del cometa son partículas que se quedan detrás en su viaje por el medio interplanetario, pero no es así, pues cuando el cometa se aleja del Sol, la cola se sitúa en la parte de delante, dando a entender que existía una fuerza con origen en el Sol que las hacía desprenderse en esa dirección. Una de las preguntas frecuentes que se hacían era si ese viento podría ser debido a la presión de la luz solar (la misma que ilumina la Tierra) o si se necesitaría algún otro tipo de partículas para provocar ese efecto de arrastre de las partículas de la cola del cometa. Además, algunos cometas muestran una doble cola, una cola blanca brillante en la dirección radial y otra cola de otro color, de luz más débil y dirigida en una dirección distinta. Como veremos más adelante, muchos de los efectos observados en la época anterior a la era espacial, solo pueden ser explicados por la presencia de las partículas con masa en un estado de plasma. Por ejemplo, la conservación de la estructura de campo magnético solar a distancias muy lejanas de su superficie hace posible la captura de partículas ionizadas de la cola de algunos cometas, dirigiéndolas en la dirección de las líneas de campo y emitiendo luz con el color característico de dichos iones.


1        Radiación solar.

El Sol emite dos tipos muy diferentes de radiación, una con masa y otra sin masa. La radiación sin masa es luz (una onda electromagnética), la cual ilumina y calienta la Tierra; la radiación con masa son partículas que escapan de la atmósfera solar. La luz tarda en realizar la distancia Sol-Tierra unos ocho minutos debido a que viaja a la máxima velocidad posible en el universo (la velocidad de la luz) gracias a que no posee masa y a que viaja en un medio que no interfiere en su propagación (cuasi-vacío). El otro tipo de radiación corpuscular (partículas con masa) es precisamente la que provoca que el espacio Sol-Tierra no sea un vacío absoluto.


2        El estado de plasma.

Para ser capaces de entender la estructura del viento solar y su comportamiento hay que saber que prácticamente todo lo que existe fuera de nuestro planeta está en estado de plasma. El plasma es un estado más como lo son el estado sólido, el estado líquido o el estado gaseoso. En ese orden, el plasma estaría a continuación del estado gaseoso. El orden lo marca el grado energético que poseen las partículas que componen la materia. En el estado sólido, las partículas poseen poca energía, y por tanto las velocidades a las que se mueven unas partículas respecto de las otras es prácticamente nulo. En el estado líquido, las partículas poseen mayor energía y es posible que existan movimientos relativos entre las mismas. En el estado gaseoso, las partículas se mueven a gran velocidad en cualquier dirección. El cuarto estado es el plasma, en el que las partículas poseen tanta energía, que éstas son capaces de separarse en partes más pequeñas. Las partículas más pequeñas que constituyen la materia es lo que se conoce como átomos, aunque sabemos que podemos separar los átomos en sus constituyentes más pequeños, por ejemplo, en protones y electrones. La diferencia estriba en que estos constituyentes poseen la propiedad de carga eléctrica, positiva para los protones y negativa para los electrones y por tanto para separarlos es necesario superar la fuerza electromagnética que los mantiene unidos a esas distancias tan cortas. En el estado de plasma, las partículas poseen tanta energía que sus electrones superan esas fuerzas, quedando en un estado libre, sin pertenecer a un átomo en concreto y en consecuencia creando campos electromagnéticos en el entorno externo. En esta descripción del estado de la materia se tienen en cuenta los movimientos internos relativos de las partículas y no los movimientos por otras fuerzas externas que puedan tener el conjunto de partículas. Así la Tierra puede estar moviendo continuamente a velocidad constante materia en estado sólido, líquido, gaseoso e incluso de plasma.


3        ¿Es posible que el Sol emita partículas constantemente?

La gravedad del Sol es mucho mayor que la existente en la Tierra, por tanto debería de ser suficiente para retener todas las partículas de su atmósfera e impedir que se expulse un viento continuo hacia el exterior. Pero no es así, la capa externa de la atmósfera solar (la corona) se acelera en la dirección radial de forma que emite un flujo continuo de partículas hasta los límites del sistema solar. Las causas de por qué sucede de esta forma no es sencilla de entender sin recurrir a ecuaciones de estado y conservación de momento. Lo primero que hay que entender es que la situación se encuentra en estado de equilibrio, dado por las condiciones de contorno, que son las que existen en el origen y el destino del viento solar, es decir, en la corona y en el exterior del sistema solar. El hecho de existir el viento solar como flujo constante de partículas, no quiere decir que no exista equilibrio, simplemente nos dice que el equilibrio no es estático. La clave que hace que la atmósfera solar se escape de su propio dominio se encuentra precisamente en dichas condiciones de contorno; en la temperatura de la corona, de alrededor de un millón de grados Kelvin, muy superiores a la temperatura de la atmósfera terrestre, y además en la baja presión, densidad y temperatura existente en el exterior del sistema solar (en el medio interestelar).


4        Eyecciones de masa coronal y viento solar rápido.

La corona solar, donde se origina el viento solar, se parece muy poco al exterior de nuestro planeta, sobre todo debido a que en su interior tampoco ocurren los mismos fenómenos. El Sol posee una rotación sobre si mismo como la Tierra, pero su superficie no rota como si fuera un sólido, sino como plasma. Su ecuador gira más rápido que los polos y esta circunstancia provoca que el plasma constituya estructuras complejas en las que se producen bucles y regiones con mayor actividad que otras. Esas regiones activas, se ven como zonas brillantes y contienen campos magnéticos muy intensos que mantienen al plasma encerrado en su interior y que impiden que estos sean fuente de viento solar. El estado de estas regiones es en determinadas ocasiones inestable de manera que es posible la reconfiguración explosiva de los campos magnéticos y la consecuente expulsión de plasma hacia el exterior. Estas expulsiones que ocurren de manera esporádica (por tanto no son las responsables de la formación de viento solar) es lo que conocemos como eyecciones de masa coronal. En la superficie del Sol también podemos observar en determinadas ocasiones otras zonas que en este caso son oscuras, normalmente de mayor tamaño que las regiones activas, llamadas agujeros coronales. Estas zonas al contrario que las anteriores, poseen campo magnético abierto, de manera que permiten al plasma de la corona escapar libremente hacia el exterior y por tanto sí que generan viento solar, pero en este caso viento solar rápido que interacciona con el ya existente.


5        Campo magnético interplanetario.

Todas estas estructuras de campo magnético tan diferentes en la superficie del Sol giran conjuntamente con la rotación solar. Aunque las partículas de viento solar son expulsadas en dirección radial, las propiedades del campo magnético de cada zona se conservan en su propagación debido a que en este tipo de plasma el campo magnético queda congelado. Esto se debe a que la energía que poseen las partículas es mayor que la que posee el campo magnético. La rotación solar produce por tanto un patrón de campo magnético en el medio interplanetario que visto desde los polos del eje de rotación forma una espiral. Dicho patrón demuestra la conservación de las estructuras magnéticas de la superficie solar a lo largo de su propagación radial y por tanto permiten que desde la Tierra podamos predecir y medir muchas de estas propiedades antes de que la alcancen.


6        Falda de bailarina.

El Sol, además, posee una gran estructura de campo magnético, con líneas de campo salientes en un hemisferio y entrantes en el otro. El límite entre una zona magnética y la otra puede entenderse como una línea en la zona del ecuador solar más o menos ondulada dependiendo del momento del ciclo solar. Este ciclo de actividad solar dura once años y en cada ciclo la polaridad positiva (hacia afuera) o negativa (hacia adentro) se alternan. Como se ha comentado anteriormente, toda la gran estructura magnética del Sol se conserva en su propagación, y esto hace que la línea más o menos ondulada que separa los dos hemisferios magnéticos en el Sol aparezca en el  medio interplanetario como una lámina con forma de falda de bailarina, que divide las zonas de campos magnéticos dirigidos hacia el Sol de los dirigidos hacia el exterior del sistema solar. Dicha lámina es una zona neutra magnéticamente que produce interesantes fenómenos.


7        La investigación en meteorología espacial.

El viento solar juega un papel muy importante en la relación Sol-Tierra, pues nos conecta de una manera mucho más cercana a nuestra estrella más cercana, permitiéndonos “tocar” prácticamente su atmósfera con instrumentos a bordo de naves que necesitan alejarse de la Tierra una distancia relativamente pequeña respecto de la distancia al Sol. Además, en este flujo continuo de partículas se propagan y suceden multitud de sucesos que aún no conocemos en detalle. Diferentes tipos de estructuras de plasma se establecen e interaccionan en este entorno, y en muchos casos alcanzan nuestro entorno terrestre causando importantes daños en nuestra vida cotidiana. Actualmente la disciplina que estudia el estado del Sol y su relación con el medio interplanetario y los entornos planetarios, para monitorizar y predecir como son afectados se denomina Meteorología Espacial. Son muchas las preguntas abiertas en este campo de investigación, por ejemplo, aún no se conoce con exactitud el origen del viento solar más lento, la Heliosfera es una gran desconocida en los planos que escapan de la eclíptica, en el que orbitan los planetas. Nuevas misiones espaciales son necesarias para aportar los datos necesarios en esas zonas, así como en zonas cercanas al Sol, para ser capaces de desvelar incógnitas como la forma en que las diferentes estructuras de plasma interaccionan aumentando su daño efectivo en los planetas.


Antonio Guerrero Ortega
Doctor en Investigación Espacial
Investigador Postdoctoral de la Universidad de Alcalá





miércoles, 10 de octubre de 2018

Eduardo Garrido (Universidad de Barcelona)

Doctor en Medicina / Ph. D. Medicine



Researchgate


En este blog




-Los Tónicos de la Voluntad: Reglas y consejos sobre investigación científica.
Santiago Ramón y Cajal

"""Es un libro imprescindible, absolutamente genial,
que tendría que ser de lectura obligada
en todas las universidades de ciencias,
y en cambio es actualmente poco o nada conocido.
La primera edición la sacó Cajal en 1899,
pero es absolutamente vigente."""





-The Beautiful Brain: The drawings of Santiago Ramón y Cajal.
Larry W. Swanson y más




-High Altitude Medicine and Physiology.
John B. West y más




lunes, 8 de octubre de 2018

El motor de las estrellas - Ricardo Dorda Laforet

¿Hasta dónde puede llegar el proceso de fusión dentro de una estrella?
(Por Ricardo Dorda Laforet)



De forma simplista puede describirse a las estrellas como bolas de gas incandescente, pero aunque visual, es una aproximación que omite el elemento fundamental que rige su existencia: el equilibrio. Las estrellas son el producto de dos fuerzas titánicas enfrentadas entre si. Por un lado está su campo gravitatorio, causado por su propia masa y que tiende a comprimirla. Por otro lado, la energía que se genera en su núcleo mediante fusión nuclear y que produce una presión interna que tiende a expandirla [1], igual que ocurre en una explosión. Así, toda la vida de la estrella, con sus diferentes fases evolutivas desde su nacimiento hasta su muerte, vendrá determinada por la contraposición de ambas fuerzas.

1        Nacimiento
         
Cuando las grandes nubes interestelares de gas y polvo colapsan sobre si mismas [2], forman grumos de mayor densidad en su interior (llamadas protoestrellas). Tales puntos se convierten en focos del colapso, atrayendo hacia sí toda la materia cercana, lo que aumenta progresivamente su densidad. En cierto momento, la presión, densidad y temperatura son tan altas en el centro de esos grumos, debido al peso de toda la materia que cae hacia allí, que en su centro se inician las reacciones de fusión nuclear.

          La fusión nuclear consiste en la unión de núcleos atómicos ligeros en otros más pesados. Sin embargo, para que dos núcleos atómicos (cuya carga eléctrica es netamente positiva) lleguen a fusionarse, poniéndolo en términos muy simplificados, hace falta que impacten entre ellos con una energía (velocidad) tremenda, suficientemente alta como para que venzan su repulsión natural (debido a que ambas son cargas eléctricas del mismo signo). Pese al coste energético que requiere el impacto, una vez se fusionan en un único núcleo alcanzan un estado muchísimo más estable que el que tenían individualmente, por lo que se libera una enorme cantidad de energía. Una forma de visualizar esto es pensar, por ejemplo, en dos palos de madera. Si frotamos los palos entre ellos despacio no conseguiremos nada: no estaremos dándoles suficiente energía como para que se prendan fuego. Sin embargo, si frotamos con suficiente velocidad, es decir, les damos suficiente energía inicial, los palos se calentarán tanto que empezarán a arder y su combustión nos proporcionará mucha más energía de la que nos costó que prendieran.

          El gas a partir del que nacen las estrellas consiste mayoritariamente en Hidrógeno (~75% de su masa) y Helio (~25%) con una pequeña fracción de otros elementos más pesados. Al irse incrementando la presión y la temperatura en el núcleo estelar debido a la materia que va cayendo hacia él, lo primero que comenzará a fusionarse son núcleos del elemento más ligero (el Hidrógeno), pues la repulsión entre ellos es menor que entre núcleos mayores (como el Helio) cuya carga positiva es mucho mayor y, por tanto, que se fusionen requieren mucha más energía. Cuando empieza a producirse energía en el núcleo gracias a la fusión, ésta tiende a expandir la estrella, lo que detiene el colapso de la estrella. Eso detiene súbitamente el incremento de densidad y temperatura en el núcleo estelar, pues no sigue comprimiéndose y por eso no llegan a alcanzarse las temperaturas que requieren los núcleos más pesados para fusionarse.

          Dependiendo de la masa total de la protoestrella, las condiciones de su núcleo serán muy diferentes. A mayor masa, tendrá una mayor presión interna que le permitirá mantener un núcleo de mayor tamaño y a mayor temperatura. Uno podría plantearse que un núcleo mayor implica una mayor cantidad de Hidrógeno en él, por lo que una estrella de más masa tardaría mucho más en agotar su núcleo que una menos masiva. Sin embargo, esto es justo al revés.

          Existen dos mecanismos para la fusión del Hidrógeno, la cadena protón-protón y el ciclo CNO, y ambos se dan en todas las estrellas sin importar su masa. Ahora bien, de ambos, el que requiere menos energía para activarse es la cadena protón-protón. Sin embargo, su eficiencia depende poco de la temperatura si lo comparamos con el ciclo CNO, que es mucho más sensible a la temperatura, de forma que es mucho más eficiente cuanto mayor sea ésta. Así, ocurre que en las estrellas con una masa 1.3 veces la del Sol o menor el mecanismo dominante es la cadena protón-protón. Sin embargo, en las estrellas de más masa la temperatura es suficientemente alta como para que domine el ciclo CNO, lo que acelera enormemente el consumo de Hidrógeno y, por tanto, la producción de energía. La consecuencia de esto es que una estrella más masiva  consumirá el Hidrógeno en su núcleo mucho más rápidamente que una estrella menos masiva. Tanto que, pese a que las reservas de Hidrógeno en el núcleo son mucho más grandes para la estrella más masiva, ésta las agotará muchísimo antes que la estrella menos masiva. Así, una estrella como el Sol tarda unos 10.000 millones de años en quemar el Hidrógeno de su núcleo, pero una estrella con 30 veces la masa del Sol solo tarda unos pocos millones de años. Así mismo, las estrellas menos masivas que el Sol tardan en agotar sus núcleos muchísimo más que éste.

          En consecuencia, las estrellas más masivas emiten mucha más energía por segundo (son mucho más luminosas) que las menos masivas, lo que hace que sean más grandes y que su superficie esté mucho más caliente [3].

2        Vida
         
La etapa de la vida de las estrellas durante la que fusionan Hidrógeno en sus núcleos se llama fase de Secuencia Principal, y es la de mayor duración. La fusión de Hidrógeno produce Helio, que se va acumulando en el núcleo ya que su temperatura no es suficientemente alta como para que pueda fusionarse. Cuando el Hidrógeno se agota en el núcleo, deja de producirse la energía que contenía la compresión gravitatoria de la estrella. Sin la fusión nuclear, nada evita que el interior de la estrella empiece a colapsar hacia el centro y, al tiempo que esto ocurre en el interior de la estrella, sus capas externas tienden a expandirse de forma espectacular. La estrella se convierte así en una gigante (o supergigantes) roja [3]. Ahora bien, en este punto depende de la masa estelar qué ocurre a continuación.

          Si la masa es relativamente baja [3], de 2.25 veces la del Sol  (masas solares) o menor, el núcleo se comprime hasta que se degenera. Es decir, que su presión interna deja de ser principalmente de origen térmico para ser de origen cuántico. Esto, planteado de forma simplista, significa que la materia está tan compacta que los núcleos atómicos se agolpan entre ellos sin poder invadir el espacio de los demás. Dado que la materia del núcleo degenerado ya no puede “ocupar menos espacio”, absorbe la compresión debida al colapso gravitatorio de las capas superiores en forma de temperatura (con los átomos vibrando cada vez más rápido en un espacio absolutamente restringido). Debido a lo compacto que están los núcleos atómicos en ese estado, el núcleo estelar tiene una altísima conductividad, es decir, que todo el núcleo incrementa su temperatura prácticamente al mismo tiempo pese a su enorme tamaño.

          Las estrellas de baja masa, el 23% de la del Sol o menos, carecen de la masa necesaria como para comprimir su núcleo hasta el punto en que su temperatura permita la fusión del Helio, muriendo como estrellas enanas blancas de Helio. Sin embargo, las estrellas con masas mayores (pero menores a 2.25 masas solares) sí alcanzan una temperatura en su núcleo tan alta que el Helio comienza a fusionarse (a unos 100 o 200 millones de Kelvin). La cuestión es que como todo el núcleo llega a la temperatura necesaria casi a la vez, todo el Helio se fusiona simultáneamente en Carbono, lo que libera repentinamente una enorme cantidad de energía que vuelve a expandir el núcleo, terminando la degeneración. A este evento se lo conoce como Flash de Helio. Después de eso, la estrella es capaz de seguir fusionando Helio en una capa alrededor de su núcleo inerte de Carbono (que se comprime hasta el punto en que se degenera, ya que no produce energía propia). Además, envolviendo a la capa de fusión de Helio hay también una capa a suficiente temperatura como para que el Hidrógeno en ella se fusione en Helio, el cual va cayendo hacia la capa inferior, dónde se fusiona en Carbono. Cuando la estrella agota el Hidrógeno y el Helio disponibles en su núcleo, muere como una estrella enana blanca, pues carece de la presión suficiente como para que el Carbono degenerado de su núcleo pueda fusionarse en elementos aún más pesados.

          Volvemos ahora a las estrellas con masas superiores a 2.25 masas solares. Estas estrellas poseen suficiente masa como para que sus núcleos alcancen las altísimas temperaturas necesarias para la fusión del Helio sin pasar por una fase de materia degenerada. Además, alrededor del núcleo de Helio hay una capa de fusión de Hidrógeno, que alimenta con nuevo Helio al núcleo. Entre tanto, en el centro del núcleo se va acumulando, Carbono y Oxígeno, productos de la fusión del Helio. Si la estrella tiene menos de 8 masas solares, el núcleo de Carbono y Oxígeno nunca alcanzará la temperatura que permita su fusión y la estrella termina muriendo cuando agota su Hidrógeno y su Helio disponibles, dejando tras de sí una enana blanca.

          Por el contrario, en las estrellas con una masa superior a 8 veces la solar, el núcleo alcanza temperaturas que permiten que Carbono y Oxígeno comiencen a fusionarse. Así, se forma una capa de fusión de estos elementos alrededor del centro del núcleo, dónde se acumula el producto de su fusión: Neón y Magnesio. Como en estas estrellas las temperaturas del núcleo son suficientemente altas, estos elementos también empezarán a fusionarse en una capa alrededor del producto de su fusión, y así sucesivamente, de forma que el interior de la estrella se estructura en una serie de capas de fusión, como las capas de una cebolla. El producto de la fusión de cada capa va cayendo a la siguiente capa más interior, dónde se fusiona a su vez en elementos más pesados que continúan su camino, capa a capa, hasta el centro de la estrella.

3        Muerte
         
Como hemos visto, la muerte para las estrellas de 8 masas solares o menos ocurre cuando en su núcleo se agotan los elementos que puede fusionar, quedando solo aquellos demasiado pesados en un estado degenerado. Esto da lugar a una estrella enana blanca, que no es otra cosa que el antiguo núcleo de la estrella, ahora inerte pero tremendamente caliente (miles de veces más que la superficie una estrella viva). Mientras, los restos de las capas más superficiales de la estrella son eyectados, dispersándose hacia el medio interestelar y formando en el proceso lo que se conoce como Nebulosa Planetaria.

          Por otro lado, las estrellas con más de 8 masas solares tienen núcleos capaces de fusionar elementos cada vez más pesados... hasta que empieza a producirse Hierro-56. Este elemento es el más estable de la tabla periódica. Es decir, que fusionarlo requiere mucha más energía de la que libera. Así, el Hierro-56 se va acumulando rápidamente en el centro de la estrella, completamente inerte. Al principio, su degeneración evita su colapso, pero la estrella continúa acumulando Hierro hasta que su masa es demasiado grande como para que la degeneración atómica pueda sostener su peso (es decir, se alcanza la masa de Chandrasekhar, que es igual a 1.4 masas solares). En ese punto, ningún mecanismo puede evitar el colapso del Hierro, que colapsa a velocidades relativistas, lo que provoca que se libere una cantidad enorme de radiación gamma que destruye los núcleos de Hierro, dejando tras de sí una estrella de neutrones o un agujero negro (según cuán masiva fuera la estrella) y provocando una repentina onda expansiva hacia fuera. Ésta causa la compresión súbita de muchas de las capas internas de la estrella tan enorme, que su materia se fusiona simultánea e instantáneamente. A este proceso se lo conoce como Supernova tipo II, lo que marca la muerte de la estrella de forma absolutamente espectacular, ya en una fracción de segundo libera la misma energía que millones de soles durante toda su existencia. Y es precisamente en esta tremenda explosión, que tanta energía libera, dónde se generan todo tipo de elementos más pesados que el Hierro-56 (desde el Cobalto hasta el Plutonio) y que nunca podrían haber nacido por fusión en el núcleo de ninguna estrella.


Notas:
[1] En aras de la precisión hay que advertir al lector que esto es cierto solo para las estrellas “vivas”, es decir, que producen su propia energía. En contraposición hay tipos de estrellas que pueden describirse como “muertas”, restos de estrellas convencionales que ya no producen energía por fusión en sus núcleos, como las enanas blancas y las estrellas de neutrones.
[2] Ver capítulo 11.
[3] Ver capítulo 17.

Ricardo Dorda Laforet
Doctor en Astrofísica
Investigador post-doctoral en la Universidad de Alicante









Natural de Madrid (1984), cursó la Licenciatura en Física de la Universidad Complutense de Madrid, especializándose en Astrofísica, para luego cursar el Máster Interuniversitario ( Universidad Complutense de Madrid – Universidad Autónoma de Madrid) en Astrofísica.

Realizó sus estudios de doctorado en la Universidad de Alicante (Ph. D. 2016), centrándose en el estudio de las estrellas masivas evolucionadas. A día de hoy sigue desarrollando esta línea de investigación en su posdoctorado, en la Universidad de Alicante.

Recomendaciones en este Blog.

miércoles, 3 de octubre de 2018

La Butaca del Jueves 1

Con motivo del próximo estreno de
"El primer hombre..."
y la concesión estos días 
de los Nobel,
permitid que recupere este post.


Creo que el Jueves es el día (noche)
perfecto para "acostarse" tarde.

Tengo la osadía de recomendaros unos "clásicos".

A mi todas me han gustado,
en distintas etapas de mi vida,
por ello me permito recomendarlas.



Elegidos para la gloria.
The Right Stuff


El Premio.
The Prize.



De cada una os pongo el trailer,
ya queda de cada uno
la manera de conseguirla para verla.

La mayoría vienen o tienen asociado un libro muy,
quizá más que la propia película, recomendable.

En casi todas la BSO también es muy buena.

FELIZ VERANO

lunes, 1 de octubre de 2018

Ondas gravitacionales - Miguel Zumalacárregui Pérez

¿Por qué ha tenido tanta repercusión el descubrimiento de las ondas gravitacionales?
(Por Miguel Zumalacárregui Pérez)



En noviembre de 1915, Albert Einstein daba el toque final a lo que sería una de las joyas del conocimiento humano. Tras una década de trabajo consiguió sintetizar las ecuaciones que gobiernan la teoría de la relatividad general, una construcción matemática de gran belleza que describe la gravedad en términos de la curvatura del espacio tiempo. Einstein dedicó diez años a completar esta gesta, pero la aventura no hacía sino empezar, pues en las próximas décadas se fueron entendiendo y confirmando las predicciones más psicodélicas de esta hermosa teoría, desde la expansión del universo, indicando que existe un origen del tiempo, hasta la existencia de agujeros negros en los que el tiempo se detiene. Cien años después solo una predicción clave de la relatividad general quedaba por confirmarse: la existencia de ondas gravitacionales, ínfimas distorsiones del tejido espaciotemporal que viajan a la velocidad de la luz. Este fenómeno pudo demostrarse por fin, un siglo después de haberse formulado la teoría.

          La detección de ondas gravitacionales es y será uno de los hallazgos científicos más importantes del siglo XXI. Se trata de un logro tecnológico sin precedentes, fruto de décadas de esfuerzo y una intensa colaboración a nivel internacional. Este hito abre una nueva ventana al universo que nos permitirá escuchar los fenómenos más extremos del cosmos, fenómenos que de otra forma permanecerían ocultos y que podremos usar para entender la gravedad en mayor profundidad. Y esto es esencial, ya que la gravedad está íntimamente ligada a muchos de los grandes problemas en física teórica, desde la unificación de las fuerzas hasta el origen del universo. Independientemente de como lleguen a resolverse estos misterios, las ondas gravitacionales nos ayudarán a entenderlos y nos abrirán la puerta a fenómenos nuevos e inesperados.

          Las ondas gravitacionales no son muy distintas de las ondas que se producen en la superficie de un estanque, las ondas que propagan el sonido en el aire, o las ondas electromagnéticas que dan lugar a la luz visible o la radio: se generan por una fuente, se propagan hacia el exterior de ésta, perdiendo intensidad en el camino, y producen ciertos efectos a su paso que permiten detectarlas con las técnicas adecuadas. Una diferencia entre las ondas gravitacionales  y electromagnéticas es que las primeras se parecen más al sonido: son emitidas por la totalidad de un sistema y no solo por su superficie. Por este motivo no se habla de “ver” ondas gravitacionales, sino que se las “escucha”. Y hay que escucharlas con suma atención, pues la gravedad es una fuerza extremadamente débil. Sabemos esto porque con nuestras piernas somos capaces de vencer la fuerza que ejercen las casi 6 cuatrillones de toneladas de la tierra (6·1024 kg) [1]. Esta debilidad convierte el estudio de las ondas gravitacionales en una ciencia tremendamente desafiante, pues incluso los fenómenos más violentos del universo producen distorsiones ínfimas y detectarlas desafía los límites de nuestra tecnología.

La primera onda gravitacional jamás detectada, GW150914, cruzó la tierra el 14 de septiembre de 2015. Sin embargo su viaje empezó hace más de mil millones de años, cuando dos agujeros negros que estaban orbitando en una galaxia lejana colapsaron y se fundieron en un agujero negro mayor. Aunque cada uno de estos agujeros negros tenía una masa unas 30 veces mayor que nuestro Sol (¡y este es unas cien millones de veces más pesado que la Tierra!) la fusión se produjo en menos de dos décimas de segundo. Este proceso, tan rápido y violento liberó una cantidad de energía correspondiente a 3 veces la masa del Sol en forma de ondas gravitacionales. Al igual que el sonido del trueno es apenas audible cuando la tormenta es distante, el rugido de este proceso monstruoso apenas es perceptible a su llegada a la tierra.

          Detectar las ondas gravitacionales ha sido un desafío épico a nivel tecnológico. Una onda gravitacional tiene el efecto de acortar el espacio en una dirección y estirarlo en otra. Pero esta onda se atenúa y después de un viaje de mil millones de años, incluso la colisión de dos agujeros negros mucho más masivos que el Sol tiene un efecto imperceptible. La distorsión del espacio es por apenas un factor 10-21, es decir, una milésima de una trillonésima. Podemos entender lo minúsculo de este factor con una analogía. Imaginemos que en lugar de medir distorsiones del espacio, nos interesáramos por fluctuaciones monetarias, por ejemplo nuestros ahorros en el banco o el valor de una acción en la bolsa. En ese caso, una fluctuación de  10-21 es equivalente a modificar el valor de toda la economía mundial en una diezmillonésima de euro. Tal cantidad es tan ínfima que está muy por debajo de la menor fracción de divisa que se considera en ningún mercado.

          La colaboración LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) ha sido capaz de efectuar esta medida histórica usando un sistema extremadamente sofisticado para detectar estas perturbaciones en el espacio-tiempo. Cada uno de los detectores de LIGO consiste en dos rayos láser perpendiculares, cuya interferencia permite medir cambios en la distancia relativa que recorre cada uno de los rayos. La pequeñez de las ondas gravitacionales hace que el estiramiento de estos brazos es menor que el radio de un protón. Para sobreponerse a la pequeñez de esta distorsión los espejos que reflejan los láser están suspendidos en un sistema cuádruple de péndulos, que los aísla del movimiento de la tierra. A pesar de todos estos trucos, multitud de efectos (que incluyen pequeños terremotos, coches pasando a kilómetros del detector o la vibración térmica de los espejos) son mucho mas fuertes que la señal, por lo que LIGO cuenta con dos detectores situados a 3000km en extremos opuestos de EEUU. Al contrario que todos estos efectos, una onda gravitacional produce un patrón distintivo en ambos detectores: la misma señal es recogida en ambos puntos, pero con unos milisegundos de retraso que la onda gravitacional tarda en recorrer la distancia que los separa, viajando a la velocidad de la luz.

          El patrón de ondas gravitacionales detectado por LIGO es justo lo que se espera escuchar en las últimas órbitas de dos agujeros negros con una masa unas 30 veces mayor que la de nuestro Sol, su fusión en un agujero negro con la masa total y la relajación de éste hasta un estado estable. Sabemos esto por la frecuencia a la que se observan las distorsiones en los láser de LIGO y su variación temporal, ya que la onda oscila más rápido a medida que ambos agujeros negros se acercan. Los detalles técnicos son muy complejos, pero la idea se puede entender con una analogía musical. Sabemos distinguir la misma melodía tocada en distintos instrumentos, ya que, incluso tocando las mismas notas, un contrabajo, un órgano y un trombón son completamente diferentes, y un experto puede incluso distinguir entre ligeras variaciones en el mismo tipo de instrumento. Un punto importante para saber que son agujeros negros (y no otro objeto muy compacto) es por la velocidad de las órbitas: si los objetos fueran más grandes que un agujero negro tendrían que desplazarse más rápido que la luz para reproducir las frecuencias que observamos, lo cual contradice la teoría de Einstein.

          Vale la pena detenerse en este punto: LIGO no solo ha detectado ondas gravitacionales, sino que también ha sido capaz de observar dos agujeros negros orbitando y fundiéndose en un agujero negro mayor. Este evento abre una nueva ventana al universo y a los fenómenos más violentos que ocurren en él. Los agujeros negros son los objetos más extremos conocidos, el estado final en la evolución de estrellas tan densas que la gravedad las aísla del resto del universo e impide hasta a la misma luz escapar de su interior (ver Capítulo 13). Es muy difícil estudiar estos objetos, ya que por definición no emiten ninguna señal. Pero ahora todo esto puede cambiar, pues hemos ganado un sentido con el que estudiar los agujeros negros, así como otros fenómenos gravitatorios. Ya no solo podemos ver el universo, ahora también podemos escucharlo.

          Las pocas pero espectaculares observaciones de ondas gravitacionales que hay hasta la fecha no hacen más que arañar la superficie de lo que puede llegar a ser esta nueva ciencia. Cada nuevo canal de observación al que se ha abierto la astronomía ha dado lugar a descubrimientos sorprendentes e interesantes. Un claro ejemplo es la radioastronomía, que estudia objetos astronómicos a través de las ondas de radio, como las que empleamos para la comunicación con dispositivos móviles. La apertura de los cielos a observaciones a través de ondas de radio dio lugar al descubrimiento de los quasares, objetos tan brillantes y tan distantes que solo pueden ser causados por procesos extremos en galaxias muy lejanas. Se cree que los quasares son la radiación emitida por estrellas y nubes de gas al ser devoradas por agujeros negros inmensos que habitan en el centro de las galaxias, cada uno millones de veces más masivo que nuestro Sol (ver Capítulo 12). Las ondas gravitacionales nos proporcionarán nuevas pistas sobre los agujeros negros. Pero más allá de observar estos misteriosos seres, o de ganar nueva información sobre otros objetos como las estrellas de neutrones, sin duda lo más vertiginoso es la posibilidad de observar objetos hasta ahora desconocidos.

          Más allá de observar fenómenos y objetos en el universo distante, las ondas gravitacionales nos permitirán entender mejor las leyes fundamentales que rigen nuestro universo a nivel microscópico. Y en concreto podremos estudiar propiedades de la que es con diferencia la fuerza peor entendida de la naturaleza: la gravedad. A pesar de ser uno de los fenómenos más cotidianos, de agarrarnos cada minuto de nuestra existencia, la gravedad es sin duda el fenómeno más misterioso de la física fundamental. Una cantidad abrumadora, una fracción mayúscula de los problemas abiertos en física fundamental están conectados de alguna manera a los fenómenos gravitatorios y la naturaleza del espacio-tiempo. La gravedad es parte integral en el entendimiento de problemas que van desde el origen del universo y su destino hasta la descripción microscópica de la gravedad (a través de su unificación con la mecánica cuántica), pasando por la naturaleza de los agujeros negros.

          Hablamos de una ciencia que está en su infancia, y por el momento es difícil de imaginar en qué forma concreta el estudio de las ondas gravitacionales nos podrá ayudar a entender estos problemas tan profundos. Aunque es una idea especulativa, es muy posible que las ondas gravitacionales nos ayuden a entender el mecanismo por el que el universo se expande de manera acelerada (ver Capítulo 52). Este efecto contradice la naturaleza atractiva de la gravedad predicha por la teoría de Einstein, creando así uno de los grandes misterios de la ciencia contemporánea. Para explicarlo se han propuesto muchos modelos basados en teorías de gravedad alternativas. Éstas permiten que la gravedad sea más débil a escalas cosmológicas, permitiendo que las galaxias se alejen cada vez más rápido unas de otras. Pero muchas de estas teorías también predicen modificaciones substanciales en el comportamiento de las ondas gravitacionales. Por ejemplo, una clase muy importante de modelos predicen que estas viajan a velocidades superiores a la luz, haciendo que las señales de eventos lejanos se observen con un lapso entre la señal gravitatoria y su análogo electromagnético. Este test no puede hacerse con agujeros negros, ya que no emiten luz al fusionarse, pero cuando seamos capaces de observar las ondas gravitacionales de objetos luminosos podremos descartar muchos modelos de energía oscura.

          La gravedad es única y hemos ganado un sentido con el que poder escucharla. Es la fuerza que da forma al universo, ensambla las galaxias y las agrupa en estructuras aun mayores. La gravedad aparece íntimamente ligada a muchos de los problemas no resueltos por la física contemporánea [2], algunos tan antiguos como el origen del universo. También está inseparablemente ligada a la naturaleza misma del espacio-tiempo, nos amarra a nuestro planeta y nos limita a viajar a velocidades que son ridículas en la escala de las galaxias. Como el amor, la gravedad es un fenómeno atractivo y universal, a menudo demasiado obvio, débil o inalcanzable como para llamar nuestra atención. Y como esta otra fuerza irresistible, nunca dejará de sorprendernos.

Notas:
[1] Para una introducción a la notación en potencias de 10 véase www.fronterad.com/?q=pequeno-mapa-mundo-en-potencias-diez-i-contando-cifras

Bibliografía:
Nota de prensa de la colaboración LIGO https://www.ligo.caltech.edu/detection
“The Perfect Theory: A Century of Geniuses and the Battle Over General Relativity”, Pedro G. Ferreira.
Gravitational Waves Explained, Jorge Chan https://www.youtube.com/watch?v=4GbWfNHtHRg

Miguel Zumalacárregui Pérez
Doctor en Física
Investigador Marie Curie - University of California at Berkeley
Nordita Fellow – Nordic Institute for Theoretical Physics








Nació en Madrid. Actualmente es investigador Marie Curie en la Universidad de California en Berkeley (EEUU) y miembro del Instituto Nórdico de Física Teórica (Nordita, Suecia). Previamente fue investigador postdoctoral en la Universidad de Heidelberg (Alemania) y el Instituto de Física Teórica UAM-CSIC, y obtuvo el doctorado en Física en las Universidades Autonoma de Madrid y de Barcelona.

Su investigación se centra en la relación entre cosmología y gravitación, y específicamente en como utilizar datos observacionales (de ondas gravitacionales, la expansión del universo o la distribución de galaxias a grandes escalas) para entender mejor la gravedad. Mantiene el blog de divulgación: