El Universo (V): La Muerte de las Estrellas, Supernovas

16 02 2011

En el anterior artículo dejamos en el aire una pregunta a la que daremos respuesta a continuación: ¿qué relación tienen las enanas blancas con las supernovas? Sin embargo, antes de contestar, es preferible mencionar algunos aspecto concretos de las supernovas.

Una supernova es una gran explosión cósmica, que tiene lugar bajo determinadas circunstancias en una estrella, en la que se emite gran cantidad de energía y materia a gran velocidad. Si se analiza el espectro de la radiación que emiten, se pueden clasificar en dos tipos: las supernovas de tipo II, que son aquellas en las que el espectro contiene líneas de emisión de hidrógeno, y las de tipo I en las que no aparecen. Trataremos primero estas últimas, que además nos servirán para responder a la pregunta que formulamos al principio.

Al contrario de lo que cabría pensar al contemplar nuestro Sistema Solar, la mayoría de las estrellas no son solitarias sino que forman sistemas binarios, es decir, parejas de estrellas orbitando alrededor de un centro de masas común. Normalmente cada una de las estrellas que forman el sistema tiene un ciclo vital independiente. Pongámonos en el caso en el que una de las estrellas fuera el tipo mencionado en el artículo anterior, osea, que no tuviera más de 9-10 masas solares. Imaginemos ahora que dicha estrella completara su secuencia principal, evolucionando posteriormente hacia una gigante roja y reduciéndose finalmente a una enana blanca compuesta principalmente por elementos pesados como el carbono o el oxígeno producto de la fusión del helio.

 

Sistema binario formado por una enana blanca y un gigante roja.

Aunque sigue realizando procesos de fusión en su núcleo, lo hace a un ritmo extremadamente lento, tanto que, teóricamente, la fuerza de la gravedad sería suficiente para hacer que colapsara. Lo que impide que esto ocurra tiene un nombre propio, y es la presión de degeneración de electrones. Por decirlo de alguna forma, a los electrones no les gusta estar juntos. Cuando la estrella se comprime lo suficiente, los electrones se empiezan a repeler entre sí, lo que se traduce en una presión que evita que la estrella colapse sobre sí misma.

Retomemos ahora el ejemplo anterior. Teníamos una enana blanca orbitando alrededor de una estrella que puede encontrarse en su secuencia principal o en la etapa de gigante roja. Si esta estrella está lo suficientemente cerca, se produce una acreción de materia desde ella hacia la enana blanca debida al intenso campo gravitatorio que genera esta última como consecuencia de su gran densidad. Conforme aumenta su masa, el interior se calienta a su vez, llegando un punto en el que la temperatura en el interior es suficiente para iniciar la fusión del carbono.

Una vez que se inicia este proceso, gran parte de las reservas de oxígeno y carbono se consumen en cuestión de segundos, produciéndose una potente deflagración que se extiende a lo largo de toda la estrella. La inmensa cantidad de energía generada crea una potente explosión, liberando ondas expansivas en las que se expulsa materia a grandes velocidades que alcanzan hasta un 3% de la velocidad de la luz. Este tipo de supernovas son las denominadas de Tipo Ia.

Tienen la particularidad de que, dado que el proceso de fusión se inicia con una cantidad determinada de masa, las características de estas supernovas son muy similares entre sí, de forma que el brillo que emiten es prácticamente el mismo bajo cualquier circunstancia. Por ello se utilizan como candela estándar. Esto quiere decir que, midiendo el brillo aparente de las supernovas de tipo Ia observadas desde la Tierra, se puede saber la distancia a ellas según éste sea más o menos intenso.

Las estrellas que tienen más de 9-10 masas solares, sufren un proceso completamente distinto a los anteriores casos mencionados. A diferencia de las estrellas con menos de 9 masas solares, en el interior de este tipo de estrellas se generan las temperaturas y presiones suficientes como para que, una vez fusionado el helio en carbono, éste pueda continuar fusionándose. El interior de la estrella queda entonces dividido en capas, como si de una cebolla se tratase, con los elementos más pesados situados cerca del núcleo.

 

Estructura en capas de una estrella masiva.

Este proceso de fusión continuará hasta que en el interior se forme un núcleo de hierro. La fusión del hierro no genera la suficiente energía como para sostener a la estrella. Lo único que impide que la estrella colapse es la presión de degeneración de electrones que ya hemos mencionado. Sin embargo, las capas exteriores al núcleo continúan fusionando elementos en hierro, aumentando de esta forma la masa del núcleo. Cuando se supera el límite de 1,4 masas solares, denominado límite de Chandrasekhar, ni siquiera la presión de degeneración es suficiente, y el núcleo acaba por ceder, contrayéndose rápidamente.

En este momento, los electrones y los protones se acercan lo suficiente como para unirse, formando neutrones y neutrinos en el proceso. La rápida contracción provoca que los neutrones sufran una serie de rebotes, que golpean las capas exteriores al núcleo con la suficiente fuerza como para expulsarlas de manera violenta, creando una supernova. Las de este tipo reciben el nombre de supernovas de Tipo II. Tras la explosión en el interior de la estrella suele persistir una densa esfera formada por neutrones, las ya conocidas estrellas de neutrones, que eventualmente darán lugar a los púlsares.

Tanto las supernovas de tipo I como las de tipo II dejan un rastro tras de sí, un halo de materia caliente que se extiende varios millones de kilómetros alrededor de donde antes se encontraba la brillante estrella formando las coloridas nebulosas que conocemos como remanentes de supernovas.

Sin embargo las supernovas de tipo II son de gran interés, ya que son el origen de todos los elementos pesados que forman el universo. El hierro que forman las vigas de los edificios, el calcio que compone nuestros huesos, el oxígeno que respiramos, todo proviene de estas brillantes explosiones que tienen lugar constantemente a lo largo de todo el Universo. Además, se ha comprobado que las supernovas de este tipo también son una de las mayores fuentes de neutrinos. ¿Os acordaís que ya los mencionamos en el artículo dedicado a la materia oscura como una de las posibles partículas que podrían componerla?

Así que espero que este extenso artículo haya servido para que comprendáis mejor estos fenómenos que aúnan destrucción y creación. Sin embargo, aunque son la clave de todo lo que vemos a nuestro alrededor, os aseguro que prefeririáis no estar demasiado cerca de una. De hecho, ya se tiene bajo rigurosa vigilancia a varias estrellas cercanas cuya muerte en forma de supernova podría llegar a tener consecuencias incluso en la Tierra. Sin ir más lejos, recientemente han aparecido noticias de la inminente (en escalas astronómicas) muerte de la estrella Betelgeuse, que se encuentra a unos 600 años luz, y que algunos agoreros afirman que podría tener consecuencias en la Tierra.





El Universo (IV): La Muerte de las Estrellas, Gigantes Rojas

11 12 2010

Al término del anterior artículo mencionábamos brevemente algunos detalles acerca del fin de la vida de las estrellas. Aunque las supernovas son probablemente el caso más conocido, no podemos entender éstas sin conocer los otros casos de muertes estelares.

Como comentamos, se dice que una estrella ha abandonado la secuencia principal cuando ha consumido todas sus reservas de hidrógeno. A partir de ese momento, su final dependerá casi exclusivamente de su masa. Principalmente, existen dos tipos: la evolución de la estrella hacia una gigante roja, o las supernovas.

Las estrellas que poseen entre media y unas pocas masas solares tienen lo que se podría decir una muerte sin sobresaltos. Al consumir su combustible de hidrógeno, la presión que evitaba que la estrella colapsara por acción de la gravedad desaparece. Esto conlleva que la estrella comience a contraerse inexorablemente. La estrella está ahora formada en su mayor parte por helio, producto de la fusión del hidrógeno que ha llevado a cabo a lo largo de toda su vida. Para que el helio se fusione en elementos más pesados, como oxígeno y carbono, se necesita que el núcleo alcance una temperatura mucho mayor que antes. Es la gravedad de nuevo la que, en su intento por acabar con la existencia de la estrella, le proporciona el medio necesario para sobrevivir.

 

Nebulosa planetaria Ojo de Gato

Al comprimirse, el núcleo se calienta cada vez más. Una vez alcanzada la temperatura suficiente, la estrella comienza a fusionar helio a un ritmo muy alto. Las capas exteriores se expanden hacia el exterior aumentando su tamaño gradualmente hasta alcanzar un radio más de 200 mayor que el del Sol y engullendo a los planetas cercanos a ella en el proceso. Las capas exteriores se enfrían, lo que provoca que emitan luz en longitudes de onda más altas confiriéndoles el color rojo por las que se conoce a estas gigantes rojas. Debido a la débil interacción gravitatoria del núcleo con las capas externas, éstas acaban siendo expulsadas creándose así las nebulosas planetarias.

En el interior quedará un pequeño vestigio de lo que fue una vez la estrella: una enana blanca de aproximadamente el tamaño de la Tierra, pero con una masa unas 300 veces mayor (aunque no tan densa como las estrellas de neutrones) que continuará realizando procesos de fusión muy lentamente durante millones de años. ¿Qué interés tienen estos pequeños astros en lo que respecta a las supernovas? Mucho, tanto que llegan a ser las responsables de uno de los tipos en las que se las agrupa, tema que trataremos en el siguiente artículo.





Cinta Scotch®, el secreto detrás del Nobel de Física 2010

30 11 2010

El grafeno, ese gran desconocido. O eso podíamos decir hasta hace poco más de un mes cuando, después de serle entregado el premio Nobel de Física a los físicos Andre Geim y Konstantin Novoselov, pasó a encabezar las portadas (que en términos científicos significa ocupar una de las páginas centrales) de la mayoría de periódicos bajo el reclamo “ahora se podrán hacer iPads enrollables”.

El premio les fue entregado por sus “innovadores experimentos relacionados con el material bidimensional grafeno”. A grandes rasgos esto quiere decir que idearon una forma de obtención del grafeno, que hasta la fecha solo podía haber sido observado, a partir de grafito puro y experimentaron con él para demostrar que las propiedades que se le atribuían teóricamente se cumplían. Pero ahora bien, ¿qué es el grafeno?

Para entenderlo es conveniente imaginar una panal de abejas, visto desde arriba con su típico patrón hexagonal, de dimensiones minúsculas. Si colocásemos ahora un átomo de carbono en cada uno de los vértices de cada uno de los hexágonos del panal acabaríamos obteniendo una lámina de grafeno. Y es que, como bien he dicho antes, el grafeno es un material con estructura bidimensional (en el sentido casi más literal de la palabra) que apenas tiene un sólo átomo de carbono de espesor.

Si apilásemos una capa de grafeno encima de otra obtendríamos grafito. Esta es la razón por la que, cuando escribimos con un lápiz cuya mina está hecha de dicho material, este deja tras de sí un rastro de grafito, que en realidad son láminas de grafeno superpuestas. Entonces, ¿por qué es tan difícil obtener grafeno?

Precisamente por su ínfimo espesor y por la atracción eléctrica que sufren las diferentes capas que forman la estructura del grafito entre sí. Pero es el método que han usado para obtenerlo lo que resulta realmente curioso. Aunque quizá no todos lo conozcáis con el nombre de Cinta Scotch® , seguro que en algún cajón de vuestra casa tenéis un carrete de celo o cinta adhesiva. Algo tan sencillo como esto y que todos tenemos a mano es lo que usaron Geim y Novoselov para conseguir unos pequeños pedazos del preciado material a partir de un simple trozo de grafito de alta pureza pero bastante barato. El método de obtención lo podéis ver en el siguiente video:

Que nadie me malentienda, no quiero de decir que cualquier tonto con un trozo de celo puede conseguir un premio Nobel. De hecho el método empleado tiene implicaciones mucho más profundas de lo que pueda parecer a simple vista y ha sido el resultado de daños de investigación.

Pero los misterios que esconde la Cinta Scotch® no acaba ahí, y es que también ha demostrado ser una fuente de rayos X. No os asustéis, aunque solo desenrollarla es suficiente para que esto ocurra, ha de hacerse en el vacío. Sin embargo es tan fácil como colocar una carrete de celo en un pivote dentro de una cámara de vacío sujetando un extremo de la cinta a un eje unido a un motor e ir desplegándola.

Esto ocurre por un efecto llamado triboluminescencia, término usado para referirse a la creación de radiación electromagnético por fricciones o roturas de un material. Al despegar la cinta, una parte de ella queda cargada positivamente mientras que otra queda cargada negativamente por efectos cuánticos. Los electrones de los átomos sometidos a la diferencia de potencial generada entre las partes de la cinta con carga opuesta sufren una fuerza de carácter electromagnético que los arranca del propio átomo. La energía liberada por la ruptura del enlace entre el electrón y el núcleo genera radiación en forma de pulsos ultracortos de rayos X, pero lo suficientemente intensos como para poder “hacernos un radiografía”.

Os dejo un segundo video muy gráfico y detallado por parte de la revista Nature (sinónimo de calidad y rigor científico) en el que podréis ver todo el proceso. Para los que no sepáis inglés, la parte más interesante y curiosa del vídeo comienza a partir del minuto 5.

Este es uno de tantos ejemplos que podemos encontrar en los que los objetos más cotidianos esconden muchos secretos ocultos para la mayoría de las personas. Espero que los halláis disfrutado y si os queda alguna duda que yo pueda solucionar…comentad.





El Universo (III): Origen y Vida de las Estrellas

20 11 2010

En la tercera parte de esta serie de artículos, dedicaremos nuestra atención a unos cuerpos celestes que se conocen desde que los primeros humanos que pisaron la Tierra alzaron la vista en una noche clara y se maravillaron al observar la miríada de puntos que cubría el cielo oscuro. Nos referimos, como no, a la estrellas. Creadoras de vida, como el Sol, pero también peligrosos enemigos.

Sin embargo, la vida de una estrella no es lo que se podría decir fácil. Al contrario, la vida de las estrellas es una historia sobre una pelea constante contra un enemigo que nunca se rinde, que nunca se cansa, y que siempre está presente: la gravedad. Pero esta historia no siempre fue así. De hecho, la gravedad es la responsable de que existan las estrellas.

Las estrellas son esferas luminosas de gas sobrecalentado en las que se producen una serie de reacciones termonucleares. Como ya adelantamos en el anterior artículo dedicado a las nebulosas, es en estos lugares donde tiene lugar su origen. Debido a la acción de la gravedad, los cúmulos de gas y polvo que componen la nebulosa se van agrupando, formando pequeñas conglomeraciones. Conforme estas nubes colapsan, la temperatura en el interior va aumentado como consecuencia del aumento en la presión. Finalmente se alcanza el equilibrio hidrostático, que es el momento en el que la presión interior es igual a la que ejerce la gravedad. En este momento la nube de gas, que ya se encuentran a temperaturas superiores al millón de grados en el núcleo, adopta la forma de una esfera pasando a denominarse protoestrella.

A lo largo de los siguiente millones de años, la estrella irá ganando masa y temperatura a medida que la gravedad sigue comprimiendo la esfera de gas, hasta llegar a alcanzar más de diez millones de grados centígrados. Cuando la temperatura y presión alcanzadas en el interior de la estrella son lo suficientemente grandes como para permitir la fusión de hidrógeno, se considera que la estrella ha entrado en la secuencia principal, en la que permanecerá durante aproximadamente el 90% de su existencia (nuestro Sol se encuentra actualmente en esta secuencia). El material restante que todavía no ha sido incorporado a la estrella, se convierte entonces en el disco de acreción que se aleja de ella y que dará lugar a futuros planetas.

 

Sin embargo, incluso después de alcanzado el estatus oficial de estrella, la gravedad no se da por vencida. Tras colaborar en la creación de la ésta, ahora intenta destruirla. Para evitar el colapso gravitacional, la estrella necesita ejercer una fuerza en la dirección opuesta a ésta, es decir, hacia el exterior. La fusión nuclear es la encargada de aportar la energía necesaria, incrementando la temperatura del núcleo. Las partículas en el interior de la estrella se mueven a una velocidad proporcional a dicha temperatura generando una presión proporcional a su vez a la velocidad de las partículas. Es decir, a mayor temperatura mayor presión en el interior de la estrella. Es esta fuerza la que compensa la que ejerce la gravedad hacia el centro de la estrella. El equilibrio entre estos dos colosos se mantendrá a lo largo de la secuencia principal de la vida de la estrella.

A lo largo de esta fase, la estrella está constantemente emitiendo radiación electromagnética de forma uniforme en función de la temperatura en su superficie. Cuanto mayor sea su masa mayor será la temperatura que alcanzará, lo que también determina el color predominante de la luz que emite, que a su vez nos sirve para clasificarlas: desde la pequeñas y frías enanas marrones, que díficilmente pueden clasificarse como estrellas, hasta las ardientes estrellas azules, de dimensiones colosales, pasando por las estrellas amarillas, como es nuestro Sol.

Sin embargo, como no podía ser de otra forma, la secuencia principal no puede prolongarse eternamente. Durará también en función de la masa de la estrella siendo su vida menor cuanta más masa tenga ésta, hasta que el combustible de hidrógeno sea completamente consumido y transformado en helio. En gran medida, lo que suceda a continuación depende nuevamentede su masa, pudiendo evolucionar hacia la forma de supergigante roja o explotar violentamente en una supernova, o simplemente darse por vencida y ceder finalmente a la acción de la gravedad, convirtiéndose finalmente en un agujero negro. Pero este es un tema a tratar en artículos posteriores.

Kleiser (Hadrones y Leptones)





TUTTI FRUTTI PRIMA

8 10 2010

 Cambiando de tercio, dejo la poesía a un lado y os ofrezco este pequeño artículo. La fruta, como todos sabemos, es el producto del desarrollo de una flor después de la fecundación. Estas semillas se conviertes en frutos carnosos al madurar. Podrían escribirse tranquilamente una larga lista de las fantásticas propiedades que pueden aportarnos. Son naturales, son agradables, son nutritivas. Los distintos y vivos colores les dan una imagen muy apetecible. Además en cuanto a valor nutricional nos aportan principalmente vitaminas y minerales, tan escasos en otras clases de alimentos. Secundariamente también contienen azúcares vegetales y algunas proteínas. Otro punto a destacar es su aporte de fibra y antioxidantes, lo cual da la sensación de saciedad al estómago.

Pero aquí se nos presenta una cuestión, discusión de numerosos foros de nutrición y especialistas. Por lo (poco) de dietética y alimentación que puedo saber al respecto, intentaré daros la versión que más adecuada considero. Por lo general, nos enseñan que las frutas como el postre tras una comida o una cena. ¡Error! La mejor manera de comer frutas es antes de la comida y no después. La explicación es la siguiente, como hemos dicho, la fruta es fuente de fructosa (azúcar, monosacárido) y agua en su mayoría, por lo tanto se digiere con mucha facilidad. Una vez ingerida, pasa rápidamente al estómago y sus numerosos nutrientes son absorbidos en el intestino delgado por lo tanto se recomienda comerlas con el estómago vacío. De otro modo y para explicarlo de manera gráfica, podríamos decir que la fruta quedaría atrapada en el estómago, rodeada por los demás alimentos de más difícil digestión pudiendo perder en el camino alguno de sus nutrientes. Pero el peor de los inconvenientes de tomar fruta después de las comidas es que sus azúcares se fermentan, ocasionando acidez y sensación de amargura en la boca. De ahí que sea recomendable tomarlas con el estómago vacío, por tanto constituyen un excelente alimento de desayuno, tentempié, almuerzo o merienda.

Obviamente hay defensores de las dos posturas, y cada uno tienes sus razones y argumentos para apoyarlo. Hace un tiempo me decanté por esta, quizá sea la menos extendida y por eso me gustaría enseñaros otro punto de vista. Es una pequeña ayuda para poder aprovechar al máximo los maravillosos beneficios que esta delicia de la naturaleza nos aporta. La acción de la fruta no sólo será más nutritiva sino que además limpiará el estómago, preparándolo para las posteriores comidas. Este cambio de hábito es sorprendente a niveles energía tanto corporal como cerebral.





El Universo (II): Nebulosas, Nubes de Color en un Cielo Oscuro

3 10 2010

Hace algo más de cinco meses se celebró el 20 aniversario del telescopio espacial Hubble que tanta información ha aportado en estas dos décadas de vida. Para conmermorarlo, la NASA dio a conocer algunas de las fotografías más espectulares tomadas por él. Entre esta colección digna del mejor fotógrafo profesional podemos encontrar un buen surtido de fotografías de nebulosas, que destacan por sus formas imposible y su gran colorido, entre las que destaca “Los Pilares de la Creación”, probablemente una de las imágenes más conocidas en el ámbito popular (si bien en realidad no es una nebulosa en sí, sino que forma parte de la Nebulosa del Águila). Pero, ¿qué es una nebulosa?

 

Los Pilares de la Creación (Nebulosa del Águila)

En realidad, una nebulosa no es más que una nube compuesta en su mayor parte por polvo, hidrógeno, helio. Por lo general, estas extrañas formaciones están estrechamente relacionadas con las estrellas, bien sea con el momento de su creación como con su último suspiro. La mayoría de las nebulosas se forman por el colapso gravitacional del gas y el polvo interestelar. Dicho de otra forma, la gravedad es la causante de que, igual que ocurre cuando se forma un planeta, las partículas de polvo y gas que normalmente ocupan el espacio interestelar, se junten bajo su propio peso formando pequeñas agrupaciones.

Este colapso gravitatorio también es el responsable de que en el interior de las nebulosas se formen estrellas, que no son más que cúmulos de hidrógeno y helio trabajando bajo presión. Aunque normalmente el polvo y los gases que forman las nebulosas son opacos, cuando reciben una radiación suficientemente intensa de una estrella cercana, el gas se ioniza y como consecuencia empieza a emitir también radiación en forma de luz visible, lo que nos permite verlas desde la Tierra. Este tipo de nebulosas reciben el nombre particular de nebulosas de emisión, como puede ser la Nebulosa del Águila antes mencionada.

En el caso de que la radiación recibida no sea demasiado intensa, el gas de la nebolusa no emite la cantidad suficiente de radiación como para ser vista con los telescopios. Si este es el caso, podemos distinguir entre otros dos tipos. Las nebulosas de reflexión que,de la misma forma vemos las nubes gracias a la luz reflejada en su superficie, son visibles gracias a la luz que reflejan de las estrellas cercanas.

Las nebulosas oscuras son aquellas que ni emiten ni reflejan luz visible. Sin embargo esto no significa que no puedan ser detectadas, ya que crean sombras sobre el fondo estrellado al ser observadas. Si, en una noche clara, observamos a simple vista la franja estrellada correspondiente a la Vía Láctea, podemos ver determinadas zonas en las que se aprecian manchas. Éstas serían las correspondientes a la nebulosas oscuras que bloquean la luz de las estrellas situadas detrás de ellas. Podemos encontrar un ejemplo en la Nebulosa Cabeza de Caballo.

 

 

Nebulosa Cabeza de Caballo

Pero como ya hemos dicho, las nebulosas no sólo son el lugar de nacimiento de las estrellas sino también los restos de la muerte de una de ellas. Dentro de las de este tipo, podemos distinguir dos casos: las nebulosas planetarias y los remanentes de supernovas.

Las nebulosas planetarias, lejos de tener algo que ver con los planetas, recibieron este nombre por razones meramente históricas. Cuando una estrella del tamaño de nuestro Sol muere va aumentado su tamaño a medida que consume sus reservas de hidrógeno (hablaremos de las estrellas en otro artículo). En último término, las capas exteriores de la estrella son expulsadas, quedándo solamente una enana blanca en el interior de esta nube de polvo y gas, que dará forma a la nebulosa. La estrella en el interior es la encargada de aportar la radiación responsable de darle color por lo tanto, técnicamente, estaríamos hablando de nebulosas de emisión. La bien conocida Nebulosa Ojo de Gato pertenece a esta categoría.

Los remanentes de supernovas, el último tipo de nebulosa que mencionaremos, son los restos de la muerte de estrellas de gran tamaño. Las estrellas de este tipo, al acercarse a sus últimos estadios de vida, colapsan sobre sí mismas. El gas que forma la estrella puede, o bien salir repelido de nuevo de manera violenta, o bien calentarse en exceso expandiéndose posteriomente, resultando de cualquier de las dos maneras en una explosión conocida como supernova. Son los restos de esta explosión los que formaran la posterior nebulosa.Un claro exponente de este tipo de nebulosas sería la Nebulosa del Cangrejo.

Os animo a que busquéis tanto las imágenes de nebulosas tomadas por el telescopio Hubble como por otros telescopios. Os aseguro que no os dejarán indiferentes.

Kleiser (Hadrones y Leptones)

 

 





El Universo (I): Púlsares, los Faros Celestes

11 09 2010

Los púlsares, junto con los quásares y los agujeros negros, son de los cuerpos celestes que más me fascinan. En ocasiones el universo nos deja ver alguno de sus secretos que se encuentran escondidos tras ese halo de misterio y desconocimiento que lo rodea. La mayoría de las veces nos quedamos maravillados ante lo que éste nos muestra, ya sean las coloridas nebulosas o las impresionantes supernovas.

Sin embargo, lejos del carácter meramente estético de estas rarezas, nos encontramos ante fenómenos que nos brindan un poco más de información acerca de lo que nos rodea. Este es el primero de una serie de artículos que estarán dedicados a algunos de los casos más llamativos y/o interesantes que nos podemos encontrar más allá de nuestro planeta.

Dentro de esta categoría se encontraría el tema que trataremos hoy, los púlsares. ¿Qué es un púlsar? Si dijéramos que son estrellas de neutrones fuertemente magnetizadas que emiten un haz de radiación electromagnética, seguramente, la mayoría de las personas se quedarían igual que al principio. Para entender mejor lo que se quiere decir con esta parrafada, explicaremos cada uno de los conceptos que se mencionan en ella.

 

Representación esquemática de un púlsar con sus principales elementos.

Primero, ¿qué es una estrella de neutrones? Aunque son serias merecedoras de tener un artículo para ellas solas, podemos explicar de forma rápida sus características más destacables. Se podría decir que una estrella de neutrones son los restos de una supernova, es decir, de la explosiva muerte de una estrella. Son increíblemente densas como consecuencia de las enormes fuerzas gravitacionales a las que se encuentran sometidas lo que se traduce en que, teniendo una masa mayor que la de nuestro Sol, su radio es de apenas unas pocas decenas de kilómetros.

Tienen la particularidad de conservar gran parte del momento angular que poseía la estrella antes de la supernova, por lo que, según la ley de conservación de éste, dado que la estrella de neutrones tiene un radio mucho menor que su progenitora, su velocidad angular es muchisímo mayor (el caso típico de esta ley de conservación es el del patinador sobre hielo que encoje sus brazos mientra gira). Giran tan rápido que tardan solamente entre unos pocos microsegundos y algunos segundos en dar una vuelta completa.

Como bien dice su nombre, una estrella de neutrones está formada en su mayor parte por neutrones. Los pocos electrones y protones remanentes son los causantes del intenso campo magnético que genera la estrella como consecuencia de su gran velocidad de giro. Se trata de un proceso similar al que se cree que ocurre en el interior del núcleo de la Tierra, pero a una escala muchísimo mayor. De hecho, el campo magnético creado por una estrella de neutrones llega a ser más de un trillón de veces (1018) más intenso que el terrestre. Igual que en nuestro planeta, este campo no está orientado en la dirección del eje de rotación sino que se presenta una pequeña inclinación respecto a él, hecho de gran importancia como explicaremos a continuación.

La combinación de éste intenso campo magnético y la alta velocidad de rotación produce potentes campos eléctricos. Son estos campos los encargados de acelerar las partículas cargadas que se puedan aproximar a la estrella hasta unas velocidades muy elevadas, lo que resulta en la creación de un chorro de estas partículas que surge de los polos del campo magnético. Dicho haz se puede percibir desde la Tierra como un destello, aunque solamente cuando se orienta hacia nuestro planeta. Entenderlo es tan simple como pensar en el caso de una linterna. En una habitación libre de polvo, solo percibimos la luz que nos llega de ella cuando está apuntando directamente hacia nosotros. Como ya hemos mencionado, el no estar alineado el eje del campo magnético con el de rotación de la estrella tiene como consecuencia que el haz apunte en una misma dirección una sola vez en cada periodo de rotación, como se puede entender a partir de la primera imagen.

Estas dos características son las responsables del nombre de estos cuerpos celestes denominados estrellas de neutrones pulsantes, o púlsares debido al “efecto faro” que producen al ser vistos desde la Tierra.

 

Cabe destacar algunos datos curiosos acerca de los púlsares. Por ejemplo, los periodos de la pulsación, que lógicamente coinciden con el de su estrella, son extremadamente precisos hasta el punto de que se han llegado a utilizar para calibrar relojes de precisión.Sin embargo, debido a los intensos campos que generan, los púlsares van perdiendo parte de su energía lo que se traduce en una disminución de su velocidad de rotación. Se cree que cuando la velocidad de giro es lo suficientemente baja el púlsar se apaga, es decir, que deja de emitir la suficiente radiación como para ser percibido.

Pero no penséis que son inofensivos, sino todo no contrario. Se sabe de planetas que orbitan alrededor de un púlsar. Si de por sí el campo magnético generado por una estrella de neutrones es letal a cortas distancias, en el caso de que el planeta recibiera además la radiación del púlsar se convertiría en un lugar inhabitable.

¿Utilizarán algún día los futuros astronautas estos faros celestes para orientarse en la oscuridad del Universo como si de marineros se trataran? Es de suponer que no, pero el futuro es impredecible y siempre nos depara sorpresas.

Kleiser (Hadrones y Leptones)





Cuando la Materia se Mira al Espejo

28 08 2010

Seguramente muchos de vosotros halláis leído Ángeles y Demonios, o visto la película o, como poco, habréis oído hablar de la famosa bomba de antimateria que se menciona en él. ¿Es producto de la fantasiosa mente de Dan Brown, o es algo que realmente existe?

En efecto, la antimateria no es el fruto de una noche en vela de algún mediocre autor de bestsellers sino que se trata de algo real. Dicho de manera rápida, al igual que la materia está compuesta de partículas como son los protones, neutrones y electrones, la antimateria está compuesta por antipartículas. ¿Pero que son las antipartículas? Para entenderlo lo mejor es empezar por el principio.

En 1928, en un intento por encontrar una descripción del electrón según la mecánica cuántica relativista, es decir, la unión matemática de la teoría de la relatividad de Einstein y la mecánica cuántica, Paul Dirac obtuvo la ahora denominada ecuación de Dirac. Sin embargo, la solución que obtuvo era igualmente válida para una partícula de carga positiva como para una de carga negativa. Suponiendo que las ecuaciones eran correctas, debía existir una partícula con las mismas características del electrón excepto con carga de signo contrario.

Solo 4 años más tarde, en 1932, Carl D. Anderson descubrió por primera vez en el laboratorio la existencia de los supuestos antielectrones, también denominados positrones. Años más tarde también se ha comprobado la existencia de los antiprotones, antrineutrones y demás antipartículas. Entonces, si tienen las misma propiedades que las partículas que todos conocemos excepto la carga, ¿porqué han tardado tanto en ser detectadas?

Antes de contestar, cabe destacar una curiosa propiedad de las antipartículas y es que, cuando se encuentran con sus homólogas del otro lado del espejo, se aniquilan entre ellas dando como subproducto energía en forma de fotones (y en algunos casos otras parejas de partícula-antipartícula). Ahora que conocemos esta característica remontémonos al inicio de todo, el Big Bang.

Se cree que Big Bang comenzó como una fluctuación en la espuma cuántica a partir de la cual se creo un punto con una densidad de energía infinita que dio paso al universo que conocemos. Como todo el mundo sabe, la energía y la materia están relacionadas por la ecuación E=mc2. La consecuencia de esto es que parte de esa energía comenzó a transformarse en materia, es decir, en partículas. Sin embargo, dada la tendencia del universo a la neutralidad, se cree que se tuvieron que crear el mismo número de antipartículas. ¿Entonces, porque no hubo una aniquilación mutua entre ambos grupos?

Hoy en día la explicación que se maneja es que esta última afirmación no es del todo cierta, es decir, que hubo una pequeña asimetría de carácter desconocido que provocó que se creara un número ligeramente superior de partículas que de antipartículas. La materia que hoy vemos es la superviviente de aquella batalla que tuvo lugar. Aunque es menos conocida, otra de las opciones es que la antimateria interactúa de forma diferente con la materia oscura, lo que ha acabado conduciendo a la situación actual. El hecho de que comparta la mayoría de propiedades con la materia ordinaria hace que sea tremendamente difícil de detectar por medio de telescopios o antenas, lo que nos impide corroborar estas hipótesis, pudiéndose incluso dar la existencia de galaxias de antimateria (aunque es una posibilida prácticamente descartada a la luz de los últimos estudios acerca de la antimateria).

Sin embargo, no podríamos hablar de antimateria si solo se hubieran observado antipartículas aisladas. En la actualidad, las colisiones que se dan en el interior de los aceleradores de partículas suelen crear pareja partícula-antipartícula. Por desgracia, dado el carácter suicida de éstas últimas, suele ser extremadamente difícil trabajar con ellas. Aún con todo, esto no impidió a científicos del CERN crear en 1995 el primer átomo de antihidrógeno, o lo que es lo mismo, la asociación de un positrón y un antiprotón.

Aunque, teóricamente, las antipartículas se deberían comportar exactamente igual que sus homólogas, se desconoce todavía como actuán bajo el efecto de un campo gravitatorio debido a la dificultad que supone realizar una comprobación en el laboratorio. En el caso de que la antimateria se moviera en sentido contrario a la antimateria bajo el efecto de la gravedad, lo que supondría la violación y por lo tanto invalidación del principio de equivalencia, podría llevar a los científicos a plantearse conceptos como la antigravedad.

Sin embargo queda claro que es un tema que plantea todavía muchas preguntas de las que pocas han sido respondidas hasta la fecha.

Kleiser (Hadrones y Leptones)

 

 

 





Una charla que de verdad, merece la pena

23 08 2010

Es cerca de media hora, pero merece la pena.





El Lado Oscuro del Universo (II)

17 08 2010

Hace unos días hablábamos de la composición del universo. Comentábamos que, aproximadamente, sólo un 4% está formado por materia ordinaria, mientras que más del 20% está constituido por la materia oscura, de la cual ya explicamos algunos aspectos. Pero dejábamos una pregunta en el aire: ¿qué es lo que compone casi las tres cuartas partes del universo en el que habitamos y que sin embargo ha pasado desapercibido hasta hace unos pocos años?

Fue Albert Einstein quien planteó las bases para dar una respuesta a esta pregunta. Sus modelos presentaban el caso de un universo no estático, es decir que se contraía o se expandía. Dicha idea chocaba directamente con las creencias del ciéntifico que, en su afán por corregir el defecto de su teoría, introdujo en las ecuaciones la llamada constante cosmológica, consiguiendo de esta forma un universo estático. Calificado años más tarde por él mismo como “el peor error de su carrera“, no tardó en descubrirse que el modelo postulado por Einstein era inestable y que ante cualquier mínima perturbación el universo tendería a colapsar o a expandirse sin control.

Años más tarde, en 1929, fue Edwin Hubble quien, tras realizar una serie de observaciones, certificó que, efectivamente, el universo se estaba (y se está) expandiendo. Analizando la luz proveniente de diferentes estrellas advirtió un corrimiento al rojo (redshift en inglés) en el espectro de luz emitido por ellas dado por el efecto Doppler. Sin entrar en muchos detalles, dicho efecto es el que causa que escuchemos el sonido de la sirena de una ambulancia más agudo cuando se acerca a nosotros y más grave cuando se está alejando (diferencia que se hace más notable cuando pasa a nuestro lado). De igual modo, cuando una estrella se aleja de nosotros, su luz se desplaza hacia longitudes de onda más largas, es decir, se desplaza hacia el rojo (estudios posteriores más detallados indican que el universo no sólo se expande, sino que lo hace cada vez más rápido).

Sin embargo no fue hasta el año 1998 cuando se dio una explicación exhaustiva acerca de este suceso, siendo Michael Turner quien le dio el nombre de Energía Oscura a la que se creía que era la causa. Pero, ¿qué es la energía oscura? De nuevo, como en el caso de la materia oscura, los científicos solo pueden especular.

Son varias las tendencias que predominan en los círculos internos. La constante cosmológica propuesta por Einstein, tras volver a la vida, parecer ser una de ellas y la más aceptada. La interpretación que se le da ahora es que se trataría del coste de tener espacio, es decir, que por el hecho de que el universo ocupa un volumen, debe haber una energía asociada a él que lo sustente. Este tipo de energía ha sido predicha por modelos de la física cuántica y la física de partículas, por lo tanto no estaríamos hablando de una entelequia, aunque los cálculos pronostican que tendría una densidad tan baja que, con los medios actuales, sería casi imposible de detectar, incluso más que la materia oscura.

Podríamos interpretar la energía oscura como un presión negativa que empuja contra las paredes del universo, analizándola desde el punto de vista de los principios termodinámicos, pero sería entrar en detalles innecesarios. Lo importante es la idea de que la energía oscura proporciona la solución a un gran problema: si suponemos cierto el modelo del Big Bang, ¿porqué la expansión del universo no es cada más lenta debido a la accion de la gravedad (que es siempre atractiva) sino que se acelera?

Sin embargo, aunque nos proporciona soluciones, también plantea algunos problemas. Por ejemplo, otra de las ideas que se barajan acerca de la su naturaleza es la llamada quintaesencia. Para ser sincero, es un concepto que no acabo de comprender, pero se trataría de “campos dinámicos cuya densidad de energía puede variar en el tiempo y el espacio”. El dato curioso es que la quintaesencia, fue el nombre que se le dio a un quinto elemento de la naturaleza (junto con el agua, el fuego, el aire y la tierra), también llamado éter.

Ahora bien, este término también se utilizó para solucionar el problema de las ondas electromagnéticas viajando por el vacío, postulándolo como un hipotético material que lo rellenaría y que tendría como características el no tener masa y no interaccionar mediante ningún tipo de fuerza con el entorno. Esta idea quedó desechada rápidamente, si bien ahora volvemos a recurrir a los viejos métodos para plantear una burda solución, a algo que no acabamos de comprender del todo.

¿Están volviendo nuestros viejos demonios? ¿Creeis que es correcto recurrir a una solución que plantea más dudas que soluciones? ¿Sería conveniente que una mente brillante, como hizo Maxwell en el caso que acabo de mencionar, aportara luz a un tema que parece que ha llegado a un punto muerto? Me gustaría que aportarías vuestras opiniones al respecto.

Kleiser (Hadrones y Leptones)








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