#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.

#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.

#25 Trabajo de astrofísica teórica presentado en JUDC 2011

El viernes 28 de octubre de 2011 se llevó a cabo la Jornada Universitaria de Desarrollo Científico (JUDC) en el departamento de física de la UNAN-Managua. Tuve el honor de presentar un trabajo de astrofísica teórica (probablemente el primero realizado en el país en esta área), en el que participaron Humberto García Montano como mi tutor y Marcel Chow Martínez como asesor.
Se trata de simulaciones numéricas informáticas de un modelo simple para el viento estelar. Pueden leer  aquí el preprint del artículo que hubo que entregar para el evento.
Prometo mas adelante escribir un artículo a nivel divulgativo para este blog.

#24 La Fractalización del Universo

Tal y como prometí, intentare finalizar mi trilogía de reportajes en torno a la geometría y la astronomía, dedicando el último a un tema poco conocido por la gente acostumbrada solamente a la matemática que se estudia en los cursos de secundaria. No es necesario recurrir a ecuaciones para entenderlo, ya que la idea principal bastante intuitiva, aunque oculta a los ojos si uno no pone la suficiente atención. Se trata de los fractales, asunto en el cual los matemáticos actuales han invertido su tiempo los ultimos 100 años. Un fractal es una estructura matemática, cuya principal característica es la recurrencia, esto es, podemos generar el fractal duplicando los resultados de una iteracion, tantas veces como se nos ocurra. Los fractales son realmente fáciles de fabricar. Supongamos por ejemplo, que tenemos una línea de longitud uno, ósea que medido con algún instrumento, en alguna unidad de medida, obtenemos uno. Dividamos esta línea en tres segmentos (delimitados por 0, 1/3, 2/3 y 1). Desaparezcamos el pedazo en medio. Obtenemos una raya con un hueco en el medio. Debido a que los segmentos sobrantes tienen la misma longitud del segmento que falta, no tendremos problemas en repetir el proceso que iniciamos con el segmento total original en ellos. Uno de los segmentos se subdividiria en 0, 1/9, 2/9 y 1/3; mientras que el otro en 2/3, 7/9, 8/9 y 1 (si siente más comodo seguirme haciendo sus propios cálculos, es libre de hacerlo, sino, solo fijese en la figura de abajo). A ambos segmentos se les retira el segmeto de en medio, y ahora tenemos cuatro subsegmentos de longitud 1/9. Cada uno de esos segmentos puede subdividirse tres partes de longitud 1/27, con lo cual en una nueva itineración obtendriamos 8 segmentos. Esto puede repetirse hasta el infinito, si usted lo desea, consiguiendo en cada caso subconjuntos de números que delimitaran cada segmento. El intercepto de todos estos subconjuntos (aquellos números comunes a todos los subconjuntos) es conocido con el nombre de conjunto de Cantor.

Los fractales se pueden construir con esta simplesa tan elemental, de hecho, otro ejemplo muy simple es el del Copo de nieve de Koch, generado a partir de un triangulo. Abajo podemos ver una serie de figuras que van mostrando como se genera el copo, y como queda el resultado final aplicado a una estrella de 6 picos.

Otro ejemplo es la conocida alfombra de Sierpinski, construida a base de una serie de cuadrados que se repiten itineradamente.

El punto de todos estos sencillos ejemplos es la escala; a una cierta escala la figura permanecera familiar que a otra. Como nosotros elejimos cuantas veces se efectuara la recurrencia, esta en teoria podria abarcar hasta el infinito. Asi, podriamos tener objetos que vistos a nuestra escala, y luego reducidos a escalas mínimas presenten la misma familiaridad.

Los fractales aparecen como tales en la literatura debido en gran parte al trabajo de Mandelbrot (abajo). El encontro el conjunto de Mandelbrot, generado al encontrar todos aquellos complejos (numeros reales + imaginarios) que satisfacieran que una cierta funcion (f(z)) convergiera a un número finito al sumarlo en una serie de potencias. Las propiedades del conjunto son increíbles, pero no me detendre a explicarlas, ya que con los ejemplos anteriores (más fáciles de comprender) nos basta y sobra.

Los fractales, por abstractos que nos parezcan, tienen aplicaciones reales en el mundo en que vivimos. Actualmente, los programas computarizados, sobre todo los que trabajan con imagenes, utilizan fractales para reducir la cantidad de datos que tienen que manejar. Ciertamente una imagen (pensemos en un bosque) contiene una gran cantidad de detalles, talvéz infinito número de detalles, que causarian finalmente que la imagen obtuviera una informacion monumental (ciertamente una camara no podria guardar una cantidad infinita de detalles, debido a que esta limitada por el principio de incertidumbre). Un fractal nos ayudaria mucho, debido a que guarda una gran cantidad de información (talvéz infinita) en un limitado número de operaciones, debido a que estas se repetirán constantemente. Pero, ¿qué tal si fuera en realidad la naturaleza la que se describe mediante fractales? Despues de todo, cuando observamos un bosque vemos una sucesión de arboles que se repiten, y dentro de los arboles mismos, podemos observar la apariencia familiar en el resto del árbol, por ejemplo, en una hoja.

De hecho, que tal si todo el universo fuera un enorme fractal. Es claro que no encontramos familiaridades entre las galaxias y los planetas, pero visto a gran escala (figura de arriba), el universo parece muy homogéneo, muy regular y similar, casi un fractal. ¿Que implicaria esto sobre nuestra percepción del universo? Algunos dirán que nada, pero que tal si utilizamos un poquito nuestra imaginación. Imaginese la alfombra de Sierpinski, llenando todo el espacio. ¿Qué dimensión tiene esa figura? Ó ahora usted intente medir la longitud del copo de Koch. Esto último parece muy simple, utiliza una regla para medir la distancia individual de cada uno de sus segmentos. Pero cada segmento posee subsegmentos, y estos poseen los propios subsegmentos, y sabemos que esto continuará de esta forma hasta escalas ridículamente infinitas. Entonces, ¿cómo medir un fractal? ¿Qué implica el concepto de dimensión en los fractales? Vemos que en la practica, este asunto es mas molestoso. Podemos pensar en los fractales como lineas (por lo menos en el caso de el copo de Koch) con lo cual su dimension es 1. Pero sucede que estas líneas llenan un espacio amplio y basto, que haga que el concepto mismo de dimension pierda significado.Lo cual, implica un objeto que tiene una dimensión entre 1 (debido a que es topológicamente una línea) y 2, ya que el espacio que ocupa tiende al plano mientras se llena. De esta manera, la dimensión de un fractal es definida como

Dimensión Topológica + Constante Irracional = Dimensión Fractal

En el caso del copo de Koch, vemos que una escalada de tres (si ocupamos un segmento unidad) ocupa un espacio de cuatro. Esto nos da una dimension de 1,26185907.., calculado con mi calculadora de bolsillo. Aunque esto parezca increíble, y talvéz no tenga que tomarse tan en serio, mas increíble es que en algunos fractales es posible tener diferentes dimensiones ¡a diferentes escalas y en diferentes localidades del fractal! Entonces las consecuencias de que nuestro universo, oiga usted el universo donde vive, sea un universo fractal serían bastante profundas para la cosmología. Se imagina usted viviendo en un universo que tuviera cuatro coma algo de dimensión.

#23 El debate sobre la materia oscura.

    Actualmente hay dos modelos predominantes para explicar la forma del universo actual. El primero es el propuesto por Zwicky en los años 30 del siglo pasado, conocido en su forma actual como el modelo de la materia oscura fría. Se ha observado que los movimientos de las galaxias dentro de los cúmulos de galaxias y el de las estrellas dentro del disco  de las galaxias mismas no podía ser explicado simplemente por lo que la teoría de la gravedad de Newton, e incluso la de Einstein predecía. Al parecer había enormes cantidades de materia que    no podía ser detectada mediante la interacción con la luz, que estaba controlando la gravedad de estos sistemas, algo realmente monstruoso y gigantesco, que se le daría el nombre de materia oscura. Nadie sabe de que podría estar formada aunque hay muchas teorías que incluyen exóticos tipos de partículas elementales aun no descubiertas como las WIMP. Ademas surgió la teoría de la energía oscura, que introducía otra exótica entidad que tendría un efecto de gravedad negativa, haciendo que los objetos se alejen entre si, pero que solo tendría efectos medibles a gran escala, tan grande como el tamaño del Universo  mismo. Esta energía oscura explicaría por que la expansión del universo parece acelerarse en vez de irse frenando.

Así tenemos un Universo regido por estas entidades misteriosas. La energía oscura rigiendo el comportamiento del universo a gran escala, acelerando la expansión, y la energía oscura, actuando a la escala de los cúmulos galácticos, haciendo que la materia se condense y forme las galaxias.

Sin embargo ha surgido otra alternativa que no muchos han tomado en serio, son las teorías de la dinámica newtoniana modificada o MOND que dicen que en realidad no existe tal materia oscura, sino que lo que ocurre es que a grandes distancias las leyes de Newton e incluso la relatividad general deben ser modificadas, esto es que constantes como la constante de gravitación universal en realidad no son constantes sino que varían con la distancia.

Una teoría parece un intento desesperado por aferrarse a la física que conocemos mientras la otra propone cambiarla totalmente. Ambas teorías tienen mucha evidencia experimental a su favor, y cada una la interpreta de diferentes formas. Sin embargo resultados recientes de los datos del satélite WMAP sugieren que las teorías MOND podrían ser las correctas.

Hace poco hubo una conferencia histórica sobre este tema en la Universidad de Bonn, Alemania en el que dos expertos de este tema, cada uno defensor de una de las teorías expusieron los últimos avances de cada una y luego hubo un fuerte debate al respecto con el publico asistente.

La conferencia puede verse en linea desde este blog, en inglés. Es una recomendación, es muy interesante y bastante clara sobre el problema. Todo un lujo.

http://www.scilogs.eu/en/blog/the-dark-matter-crisis/2010-12-02/podcast-to-dark-matter-a-debate-and-the-subsequent-tv-debate-are-online

Se puede ahí mismo descargar en PDF la charla del segundo conferenciante, lo cual realmente ayuda mucho a seguir la charla ya que en ocasiones no se ve bien la pantalla.

Que la disfruten!!

#22 Nueva conferencia.

#21 Seguimos produciendo ciencia

 En la Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica se ha vuelto a publicar otro artículo con co-participación de personal del Observatorio Astronómico de la UNAN-Managua, esta vez por Humberto García Montano. Pueden leer el artículo en esta dirección:

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=2010RMxAA..46..291P&link_type=ARTICLE&db_key=AST&high=