sábado, 24 de diciembre de 2011

#28 El CMB y el efecto Sunyaev-Zel'dovich

   En muchos sentidos, los astrónomos trabajan con un solo tipo partícula, fotones. Al flujo de fotones se le conoce como radiación, que de alguna forma puede ser vista como "energía pura" atravesando el espacio. A diferencia del sonido, esta no necesita ningún medio para propagarse, y a pesar de lo que uno podría pensar, crear fotones (luz) es sumamente fácil, hasta usted mismo los está creando en este momento. Dependiendo del tipo de radiación que nos llega (lo que esta ligado con la energía de dicha radiación), podremos saber qué mecanismo físico está entrando en juego, y de esta forma obtener alguna información del objeto que genera dicha radiación. En el camino, a veces se descubre un objeto nuevo con un comportamiento jamás antes visto (como fue el caso de los AGN, Active Galactic Nuclei, núcleos galácticos activos), y en otras ocasiones lo que se descubre es una nueva física. Este ir y venir es común en la ciencia.

   Un objeto se caracteriza por la forma de la radiación que emite, esto es el espectro. Un espectro no es más que la radiación medida en diferentes energías (que por una cosita llamada constante de Plank, está asociada al tamaño o longitud de onda de los fotones). Un objeto que no experimente importantes eventos energéticos, tendrá una radiación más característica a bajas energías (como un gas frío), mientras que otro verdaderamente energético nos mostrara una gran intensidad de la radiación a altas energías. Entonces, sabiendo solo estos pocos detalles, ¿tendrá el Universo mismo como una sola cosa (como un solo objeto) un espectro característico? Bueno, para responder esta pregunta, primero recordemos que antes he dicho que hasta usted, humilde lector, está radiando en este momento. Entonces ¿por qué no brilla usted en la oscuridad? ¿Cuál es la diferencia que estriba entre los objetos que brillan, ó más bien, que se pueden ver por la luz que generan, de aquellos que en la oscuridad no pueden ser captados por ojos humanos? Una barra incandescente, por poner un ejemplo, brillará. Y seguro usted ya ha descubierto la respuesta: la temperatura de la barra se mide en cientos de grados, y la de las estrellas en miles, que no son comparables con los pocos 35 Celsius que ronda el cuerpo humano. Pero un humano radia, tal y como se revela cuando se usan gafas especiales para detectar radiación infrarroja. La siguiente imagen representa el espectro del Sol, que tiene su máximo en la región denominada como visible (donde podemos ver).



   ¿Cuál es entonces la temperatura del Universo? Bueno, la temperatura del espacio intergaláctico (o cualquier región vacía del espacio) esta alrededor de 2.7 Kelvin de temperatura (-270.45 Celsius), lo cual significa que el Universo mismo es muy frío, pero incluso con esta temperatura, la radiación propia del Universo es detectable, y recibe el nombre de CMB (del inglés Cosmic Microwave Background, o fondo cósmico de microondas), que tal como su nombre indica, radia en la longitud de onda característica de un microondas. La historia del  origen de esta radiación es muy interesante por si misma, y se remonta a miles de millones de años en el pasado, cuando las leyes físicas mismas todavía no se habían definido, y el Universo se encontraba en una edad oscura donde la radiación era incapaz de viajar mas allá de una distancia tan minúscula que no existe hoy en día el álgebra para trabajar con ella. Prometo contar esta historia en otra ocasión.

   Finalmente respondamos una pregunta mas: ¿Cómo vemos la radiación del CMB? En principio lo vemos como un espectro de cuerpo negro, el espectro característico de un objeto que emite radiación exclusivamente por su temperatura que originalmente fue descubierta por Arno Allan Penzias & Robert Woodrow Wilson ("A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s", 1965). A partir de ese punto, muchos trabajos estuvieron dirigidos a examinar la información que se podía extraer de la radiación de microondas del fondo cósmico. La imagen de dicho espectro puede verse a continuación.



   Rashid Alievich Sunyaev & Yakov Borisovich Zel'dovich, propusieron que el espectro del CMB se alejaba ligeramente del espectro de cuerpo negro. Esto se debe a una interacción entre los fotones individuales y el medio lleno de electrones extremadamente energéticos. Tal efecto había sido estudiado por primera vez por Arthur Holly Compton, en 1922, quien explica como un fotón muy energético puede ser dispersado al dar blanco contra un electrón, cediendo buena parte de su energía en el proceso. Esto le valdría a Compton el Nobel en 1927, ya que por aquella época todavía quedaban algunas dudas sobre el comportamiento de los fotones. Anteriormente la naturaleza ondulatoria de la luz había sido el paradigma del electromagnetismo, pero el efecto Compton demostraba que la "luz" de altas energías (rayos X) podía tratarse también como bolas de billar rebotando en el espacio (aunque las ideas acerca del comportamiento corpuscular ya se manejaban con los trabajos de Einstein y, con mayor relevancia, los de Planck).

   No obstante los fotones no quedaban intactos después del impacto, si no que buena parte de su energía se trasladaba al electrón. Esto es, la radiación incidente era diferente de la radiación dispersada mediante este proceso. Sunyaev & Zel'dovich ("Microwave Background Radiation as a Probe of the Contemporary Structure and History of the Universe", 1980) explicaron que si los papeles se invertían, y era el electrón quien llevaba una gran energía e impactaba contra un fotón muy poco energético, sucedería el proceso inverso (y por esta razón tal efecto recibe el nombre de Compton Inverso o CI). Ellos sabían que esto podía ser de gran importancia para estudiar el espectro de CMB proveniente de los cúmulos de galaxias. En estos lugares, y debido a las grandes masas que están aglomeradas, el medio se calienta mucho y los electrones adquieren velocidades relacionadas a millones de Kelvin de temperatura. Por otro lado la radiación del CMB corresponde a la de solo 2.7 grados sobre el cero absoluto, lo que presta las condiciones adecuadas para que el CI se de. Podemos ver uno de dichos cúmulos a continuación.



   El CI puede ser visto de la siguiente forma: en el marco de referencia del laboratorio un electrón y un fotón se acercan y se dispersan, quedándose el fotón con parte de la energía del electrón. Lo que ve el electrón por su parte (en el marco de referencia de este, ó más bien, en un marco de referencia que inicialmente se mueve a la misma velocidad, incluyendo dirección, que él) es a un fotón acercarse. Si el choque es frontal, el proceso desacelera al electrón, pero en su marco de referencia lo que se ve es que retrocede (ya que con una menor velocidad, el marco primero lo alcanza y luego lo rebasa). Debido al impacto, el fotón tiene una energía dentro del marco del electrón, relacionada con la conservación de momento lineal (con las correcciones relativistas pertinentes). Pero desde el marco del laboratorio, entra en juego el efecto Doppler, donde una onda adquiere mayor energía si es vista desde un punto en reposo, que desde el un marco que se mueve con respecto a la fuente de la onda (el electrón). Es este corrimiento Doppler hacia el azul (ya que las mayores energías están hacia el azul) la fuente de la energía adicional del fotón.

   Lo que veremos del CMB es que la intensidad de la radiación se ve corrida hacia las regiones más energéticas, diferente que a como se vería si la radiación no interactuara con la materia. Pero claro, cuando las energías del electrón y el fotón se van volviendo comparables, entonces el efecto deja de ser importante (ya que la diferencia de energía entre los marcos de referencia tampoco serán importantes). Finalmente habrá una región en el espectro que se satura de los fotones corridos hacia el azul y aquellos que ocupan este lugar debido a que el CI no les modifica, lo cual conlleva a un máximo de intensidad diferente al CMB "normal". La figura con la que finalizo fue fabricada por mi siguiendo las instrucciones del artículo técnico de Sunyaev & Zel'dovich que he mencionado mas arriba. Vemos que varios efectos físicos se combinan para darnos este impresionante "enazulamiento" del CMB.

viernes, 23 de diciembre de 2011

#27 El viento estelar y el modelo de Parker (segunda parte).

   En la entrega anterior explicamos como se descubrió el viento solar y como nos afecta y define los límites del Sistema Solar. En esta ocasión veremos como este fenómeno ocurre también en otras estrellas además del Sol y como podemos medirlo indirectamente.

   ¿Producen viento todas las estrellas?

   En principio si, pues todas ellas tienen mayor presión en su superficie que la que hay en el vacío circundante. Sin embargo, como veremos en la próxima entrega, la propia ecuación que describe el modelo de Parker, muestra otro factor muy importante presente en el sistema: la gravedad. El gradiente de presión que acelera el gas hacia el espacio, debe luchar contra la enorme fuerza de gravedad de la estrella que intenta retenerlo. El viento puede producirse solo si el gradiente de presión es mas fuerte que la gravedad, en caso contrario el gas simplemente no puede escapar y queda retenido.

   Esto significa que es muy probable que objetos muy densos como enanas blancas o estrellas de neutrones, cuya gravedad es inmensa no produzcan vientos. Al menos no los descritos por el modelo de Parker. Sin embargo existen otros mecanismos que pueden crear otros tipos de vientos mucho mas violentos y caóticos que los de Parker: las erupciones magnéticas.

   Se sabe que 1 de cada 10  estrellas de neutrones recién formadas producen los campos magnéticos mas poderosos jamás medidos (de manera indirecta) en el Universo,  decenas de  billones de veces mas intensos que el campo magnético terrestre. Se les conoce como magnetoestrellas  y están formadas principalmente por neutrones, pero poseen una corteza de plasma residual de la estrella que los originó. Recordemos que todas las estrellas de neutrones se forman como el resultado de la explosión de una estrella supergigante roja muy antigua, dejando como resto una estrella de neutrones con varias veces la masa del Sol acumulada en una esfera de unos 20 km de diámetro. Gracias a la fuertísima gravedad en la superficie de la magnetoestrella, este plasma residual adquiere unas densidades enormes, al punto que adquiere la consistencia de un sólido, formando una corteza que cubre la estrella, pero sin dejar de ser plasma. Estas estrellas giran a velocidades enormes, de varios cientos de revoluciones por segundo, con una exactitud inigualable. Al moverse a velocidades tan altas, las partículas del plasma de su corteza generan los fuertes campos magnéticos que las caracterizan, como una dinamo cósmica. Al girar los fuertes campos magnéticos crean tensión sobre la corteza, hasta el punto en que esta se rompe y parte de ella es expulsada al espacio a gran velocidad, produciendo vientos de partículas que se mueven a velocidades cercanas a la de la luz. Sin embargo, debido a la intensa gravedad y a los fuertes campos magnéticos, una gran parte de este material vuelve a caer nuevamente sobre la estrella. Al ser desacelerado, el plasma emite  su energía cinética disipada en forma de rayos gamma (y con forme pierden energía, progresivamente en rayos X y ultravioletas). Estos estallidos nuestros telescopios de rayos gamma los identifican con los que los astrónomos conocen como GRB (Estallidos de rayos gamma) y son las explosiones  mas energéticas y violentas registradas en el Universo, al punto de que a pesar de estar algunas de ellas en los límites del Universo observable, el enrojecimiento Doppler cosmológico no ha podido hacer que se corran hacia longitudes de onda mayores y menos energéticas que los rayos gamma.

Representación artística de una magnetoestrella, se puede ver como de las grietas de la corteza salen chorros de plasma que vuelven a caer en ella siguiendo los campos magnéticos y la gravedad. (tomado de http://chandra.harvard.edu)


   Los mecanismos magnéticos también son importantes en mayor o menor medida en otros tipos de estrellas. Sin embargo generalmente el del gradiente de presión suele ser el dominante.

   Otra forma de ver los efectos del viento estelar es en las nebulosas que contienen estrellas, en las que el gas y el polvo de la nube es arrastrado y perturbado por el viento que emanan las estrellas, creando todo tipo de formas exóticas. Los mejores ejemplos de esto los encontramos en las nebulosas en las que se forman nuevas estrellas. Las estrellas jóvenes son muy calientes y como veremos en la próxima entrega, la temperatura es un factor muy importante en la velocidad del viento, de manera que producen vientos muy fuertes que crean todo tipo de turbulencias como muestran las siguientes imágenes.

Nebulosa Carina. Las extrañas formas que adopta la nebulosa se deben a la acción de los fuertes vientos de las estrellas que se están formando en su interior. Se pueden apreciar claramente los chorros ("jets") procedentes de dos estas estrellas probablemente en etapa t-tauri. (foto: VLT, ESO)


Estrella en formación, se aprecia como los vientos procedentes de la nueva estrella (oculta por un disco de acreción oscuro visible en el centro de la región amarilla con forma de mariposa) crean enormes turbulencias en los gases circundantes. En realidad toda la escena está inmersa en la nebulosa, pero esta solo es apreciable en las partes que son iluminadas por la estrella. (foto: GTC, IAC)


   ¿Podemos medir estos vientos?

   Medir las características físicas del viento solar es relativamente fácil: basta con enviar una sonda al espacio un poco lejos de la Tierra y esta quedará inmersa en el mismo viento, midiéndolo directamente. Sin embargo con otras estrellas esto no es posible, de hecho es muy difícil poder hacerlo incluso indirectamente.

   Hay sin embargo ciertas estrellas que facilitan mucho la tarea, son las del tipo P-Cygni (lleva el nombre de la primera estrella de este tipo que fué descubierta). Estas son estrellas jóvenes, supergigantes azules muy calientes de tipo Be. Producen un viento tan intenso que una gran parte de su masa es expulsada al espacio y forma una auténtica envoltura esférica ("shell") que cubre toda la estrella. Gracias a la espectroscopía podemos ver un desplazamiento Doppler hacia el azul de las líneas de emisión en la parte de la envoltura que se dirige hacia nosotros, de esta forma podemos medir la velocidad del viento que produce, y se ha encontrado que se ajusta muy bien al modelo de Parker.

Envoltura ("shell") de la estrella P Cygni. La estrella en sí está oculta artificialmente por el disco en el centro para evitar que su brillo sature el detector y oculte la envoltura mucho mas débil. (HST, NASA, tomada de http://www.windows2universe.org/the_universe/Pcygni.html&lang=sp)

   Podemos ver pues, como el viento es un fenómeno muy común que de alguna u otra forma esta presente en casi todas las estrellas del Universo, y si tenemos en cuenta que son del orden de cientos de miles de millones  por galaxia y que hay miles de millones de galaxias en el Universo, se trata realmente de un fenómeno universal, que trasciende enormemente las razones prácticas que tenemos para estudiarlo en el caso del Sol.

   En la siguiente entrega y final, describiré en que consistió el trabajo que se presentó en la J.U.D.C  de 2011 en simulaciones informáticas sobre el modelo de Parker.

sábado, 17 de diciembre de 2011

#26 El viento estelar y el modelo de Parker

Como mencioné en un post anterior, presenté un trabajo teórico en la jornada de ciencias de la universidad,  en el que se hicieron simulaciones del modelo de Parker para el viento estelar. En esta ocasión trataré de explicar en términos sencillos de que se trata todo esto.

¿Qué es el viento estelar?

El viento estelar es un flujo de material que desprenden las estrellas de su superficie, principalmente plasma (electrones, protones, partículas alfa) y en ocasiones también moléculas en el caso de las estrellas mas frías.

Se descubrió en los años cincuenta cuando se notó que habían ciertas interferencias en las comunicaciones de radio que se intensificaban cuando el Sol estaba en períodos de mayor actividad, en especial cuando desprendia grandes llamaradas de material (conocidas como eyecciones de masa coronal)  en dirección a la Tierra.

Eyección de masa coronal fotografiada en 2002 por la nave espacial SOHO.
En ese entonces se creía que estas llamaradas barrían el el espacio entre la Tierra y el Sol como largas lenguas de fuego y que al entrar en contacto con la Tierra producen las interferencias. Eso fue hasta 1958, cuando el astrónomo Egene Parker propuso un modelo en el que el Sol emitía este material con simetría esférica, es decir, de la misma forma en todas las direcciones del espacio, en lugar de en lenguas de fuego estrechas y alargadas como se pensaba. A este flujo le llamó el "viento solar". Fué detectado dos años después en 1960 con el advenimiento de la era espacial, gracias a las sondas Lunik 2 de la Unión Soviética y a la mariner 2 de E.E.U.U. comprobándose que encajaba muy bien con las predicciones del modelo de Parker.

El profesor Parker en 2007 (Wikimedia).
¿A qué se debe el viento estelar?

Hay muchas causas, que dependen del tipo de estrella que lo produzca, desde campos magnéticos  hasta ondas sísmicas en la superficie de la estrella. Sin embargo, el principal de ellos (el usado por Parker en su modelo) es el llamado gradiente de presión. Esto es que en la superficie de la estrella tenemos un plasma muy denso a altas temperaturas y por tanto tiene cierta presión. Sin embargo en el espacio vacío mas allá de la superficie de la estrella, la presión es prácticamente cero. Al igual que ocurre en la atmósfera de la tierra cuando se forman vientos en las borrascas que viajan de zonas de altas presiones hacia las de baja presión, también el material de la estrella viaja de la superficie de esta (alta presión) hacia el espacio vacío (baja presión). La forma en que cambia la presión de la estrella hacia el espacio es lo que se conoce como el gradiente de presión, y es la principal causa del viento estelar.

¿Qué sabemos del viento solar?

El viento solar es relativamente fácil de estudiar ya que podemos colocar sondas espaciales que lo midan directamente. Gracias a esto podemos monitorear constantemente sus propiedades y ver como evoluciona según los cambios que se observan en la superficie del Sol

Si bien el modelo de Parker en una primera aproximación pudo explicar bien el viento solar, este considera que el viento es un flujo estacionario, es decir que no cambia con el tiempo, el viento real no lo es, asi que hubo que hacerle modificaciones el modelo de Parker para incluir los efectos del cambio en el tiempo. Esto elevó mucho la complejidad del modelo, ya que además tiene en cuenta el campo magnético solar, el cual es arrastrado durante millones de kilómetros por las partículas cargadas eléctricamente que el mismo viento lleva. Cualquier partícula con carga eléctrica que esté en movimiento, genera un campo magnético. Las lineas de inducción de este campo magnético se juntan con las del Sol, haciendo un solo campo que se extiende tanto como el viento solar. Además, el Sol gira, arrastrando en ese giro las lineas del campo magnético, que se retuercen formando una espiral, que hoy se conoce como "espiral de Parker".

Grafica en la que se aprecia claramente la espiral de Parker según evoluciona elaborada con datos reales tomados por naves espaciales (incluidas sus posiciones en la gráfica). Las líneas punteadas son las líneas de inducción del campo magnético. Se ve como una eyección de masa coronal ocurrida en septiembre de 2011 distorsiona el campo magnético y altera momentáneamente la espiral (clic para ampliar y ver la animación).

El viento solar se extiende hasta encontrarse con el medio interestelar (gas y polvo de la Galaxia que está entre las estrellas). Ahí se produce una onda de choque conocida como la Heliopausa, que marca oficialmente el límite del Sistema Solar, donde el viento solar deja de tener influencia y se une al medio interestelar de la Galaxia a unos 15.000 millones de kilómetros del Sol.

Esta figura muestra la Heliopausa  y la onda de choque que se produce al chocar el viento solar con el medio interestelar. También se muestra la posición relativa de algunas sondas que han alcanzado o están por alcanzar este límite.  
Cuando el viento solar llega a la tierra, interacciona con su campo magnético, deformándolo y estirándolo. Una parte de las partículas del viento queda atrapada en el campo magnético terrestre y son conducidas por este  hacia las regiones polares donde al interaccionar con la alta atmósfera y desacelerarse, producen luces de bellos colores que conocemos como auroras boreales (en el hemisferio norte) y auroras australes (hemisferio sur). El siguiente vídeo fue tomado por el astronauta Mike Fossum abordo de la estación espacial internacional durante las expediciones 28 y 29, donde se ven impresionantes tomas de las auroras vistas desde el espacio.


Además de eso, el estudio del viento solar es muy importante, pues vivimos en una civilización con cierto avance tecnológico que depende mucho del espacio, principalmente para radiocomunicaciones, y cuando el viento solar se intensifica (generalmente cuando una eyección de masa coronal se dirige hacia la tierra) se producen las llamadas tormentas solares, que pueden inducir sobrecalentamiento y descargas eléctricas en los satélites dejándolos fuera de servicio. Es por eso que la vigilancia y estudio del llamado "clima espacial" es muy importante. Y aunque la pérdida de los satélites puede ser algo muy grave, lo cierto es que hay riesgos aun mayores en tormentas realmente fuertes. En 1982 toda la región de Quebec en Canadá quedo durante horas sin suministro eléctrico debido a una tormenta solar. Y pueden haberlas aún mas intensas que dejen a medio planeta sin aparatos electrónicos. Imagínense lo que eso significa para nuestra civilización que depende tanto de la electricidad y los aparatos electrónicos y de los satélites, para la navegación de aviones y barcos, comunicaciones, hospitales donde cada vez mas se usan aparatos electrónicos sin los cuales poco o nada puede funcionar. Por ello es necesario invertir importantes recursos en estudiar el espacio, pues por inmenso que sea nuestro planeta no está aislado de el, y una civilización tecnológica como la nuestra no se puede dar el lujo de ignorarlo (tal vez ne el siglo XIX una tormenta solar por fuerte que fuera no afectaría a nadie mas allá de unas bonitas auroras, pero ahora que dependemos tanto de la electrónica es otra historia).

En la próxima entrega hablaremos de como se puede estudiar el viento en estrellas diferentes de nuestro Sol, y en una última entrega les explicaré  en que consistió exactamente el trabajo que presentamos en la J.U.D.C.