#33 Acerca de los primeros resultados del AMS

Existen dos maneras de medir los rayos cósmicos que nos llegan del espacio. Una manera indirecta, esperando observar qué efectos tienen los rayos cósmicos al interactuar con partículas de la atmósfera, y otra más bien directa, yendo al espacio y midiendo desde ahí. Elegir una u otra dependerá de la cantidad de dinero que seamos capaces de pasar por caja. Esto es, si no contamos con los millones necesarios, mejor nos quedamos en la Tierra e intentamos medir desde acá. Esto ya se hace, existe una veintena de proyectos de base tierra que miden la cantidad de rayos cósmicos mediante los "productos" que hacen su aparición en cascada cuando un rayo cósmico golpea la parte alta de la atmosfera. Por poner un ejemplo tenemos el Pierre Auger Observatory, que es un observatorio de rayos cósmicos ultra energéticos. La idea es tan simple como colocar contenedores de agua distribuidos de manera estratégica en algun área. Abajo la foto de uno de tales contenedores.

Si un rayo cósmico ha atravesado la atmósfera, lo más probable es que choque con alguna de las tropocientas moléculas que  la habitan (probablemente nitrogeno u oxigeno). Estas moléculas recibirán una enorme porción de energía y se desintegrarán en otras partículas que a su vez alcanzarán más moléculas que se encuentren por ahí. Esto provocará una cascada de partículas que en general cubren un gran área cuando alcanzan la superficie. De ahí la necesidad de cúbrir grandes áreas con tales contenedores para determinar que tipo de partícula inicio la cascada. Todavía más problematico aún es la necesidad de recurrir a modelos para estas cascadas que permitan discernir la partícula semilla. Esto como se imaginarán es algo que hace de este método "relativamente" barato (contenedores que detecten emisión Cherenkov por otro lado no son cosa de juego) bastante complejo.

Obviamente uno pensaría que si fueramos directamente al espacio, podríamos interceptar las partículas antes de que se desintegren en miles de millones en la atmósfera, lo que nos daría la ventaja de saber con precisión que nos esta llegando. Y si tenemos una estación espacial a nuestro servicio y millones de dolares del CERN y colaboradores internacionales, tenemos el plato servido. El Alpha Magnetic Spectrometer (AMS) instalado en la International Space Station (ISS) es un detector de rayos cósmicos (partículas cargadas ultra relativistas que suelen tener origen cósmico). La partícula de principal interés para esta misión es el positron. El positron es una partícula muy interesante, porque veas por donde lo veas, la falta de positrones es alarmante. El universo debería tener tantos positrones como electrones, pero esto no es así. La carencia de positrones es uno de los grandes misterios de la ciencia.

Aún con el desconocimiento de como desaparecio del Universo toda la antimateria "reliquia" del Big Bang, existen muchos otros procesos que crean antimateria continuamente. Medir el total común de la cantidad de positrones que nos llegan es la misión del AMS y podría dar claves de que paso con toda esa antimateria. La próxima figura es el resultado global de 18 meses de detección que indica la fracción de positrones a cada intervalo de energía. La curva tiende a decaer hacia un valor (~10 GeV), tras lo cual la emisión que nos llega del espacio aumenta hasta valores que no pueden determinarse todavía con la cantidad de datos observados hasta el momento.

El artículo técnico de recomendable lectura nos cuenta más en detalle. El exceso de la fracción de positrones no puede ser explicado a menos que se asuma un origen astrofísico no tomado en cuenta hasta ahora en los modelos o nueva física de partículas. Lo primero supone que no entendemos bien la física de los púlsares (estrellas colapsadas que soportan su gravedad únicamente por el principio de exclusión de Pauli, que contienen toda su masa en un volumen esférico de solo algunas decenas de kilómetros y que rotan sobre si mismas a tal velocidad que son capaces de completar una vuelta sobre su eje en fracciones de segundos). Si este es el origen del exceso de positrones que nos llegan, en los próximos años y segun se vayan completando los datos, la curva decaerá a altas energías. De no hacerlo, y esta es la noticia que tiene emocionado a todo el mundo, la mejor hipótesis será recurrir a la aniquilación de materia oscura en el halo de la galaxia. Podemos leerlo aquí, donde se darán detalles acerca del tema.

La matería oscura ya ha pasado por este blog antes. Representa una piedra en el zapato para la astronomía y la física por igual. Siempre escapa a todas las observaciones, perdiéndose de manera misteriosa y evadiendo nuestros esfuerzos más hercúleos por encontrarla. Desde hace mucho se asume que esta sería una clase de partícula que solo sea afectada por la fuerza de gravedad. Esto evitaría que emitiera fotones, y por lo tanto seriamos ciegos a ella. Sin embargo, finalmente podría estar empezando a deslizarse la cortina que nos impide verla. Los positrones actuarían como nuestra luz, y el AMS sería nuestros ojos. Ojos para ver materia oscura. Pero todavía no cantemos victoria...

#32 Resumen acerca de los resultados de Planck

Mucho se ha dicho acerca de los resultados del Observatorio Espacial Planck. Pero como suele suceder, mucho de lo que se dice no es ni fácil de digerir si no tenemos algunas nociones básicas de cosmología y cómo se realizan las mediciones de los parámetros cosmológicos. Así que esta entrada quiero dedicarla a explicar que mide Planck y como interpretamos los resultados que podemos leer en la treintena de artículos que esperan ser publicados hasta el momento (que pueden ser descargados de forma gratuita aquí).

Dicho esto, Planck es un Observatorio de medidas cosmológicas. La medida cosmológica más importante es la del espectro de cuerpo negro del CMB (del que ya hable un poco por aquí). Si medimos la temperatura del espectro en cada punto del cielo obtendremos un mapeado de las anisotropías del CMB. Ese mapeado ya fue fabricado antes, por el Observatorio Espacial COBE:

y después por el WMAP:

Esto es, Planck es el Observatorio Cosmológico de tercera generación. El mapa de las anisotropías de la temperatura obtenido por Planck es el siguiente:

¿Que se obtiene de este mapeado? No es sencillo explicarlo, sin embargo el modelo estándar de la cosmología reza que la temperatura al tiempo de la recombinación (la primera vez que en el Universo aparecieron átomos) tendría que tener anisotropías de origen cuántico, que llevarían al universo a ser lo que es hoy. Estas fluctuaciones (que rondan aproximadamente entre ±0.0005 K) deben ser medidas con gran resolución para identificar diferentes regiones en el universo primigenio, y de ellas podemos derivar los parámetros cosmológicos primordiales, esto es, la fracción de energía del universo, la fracción de materia, la fracción de radiación y la curvatura misma del universo (de lo que ya hable un poco por aquí).

¿Cómo obtenemos estos parámetros? Construyendo un "Espectro de Potencias". El espectro de potencias es un indicador estadístico del grado de "agrupación" de las estructuras a diferentes escalas. Veámoslo de esta manera, las personas primero se agrupan (o viven) en pueblos o ciudades (grandes o pequeñas). Algunas preferirán vivir solas apartadas de la civilización, pero en general la gente prefiere vivir en compañia de otras personas. Luego, las ciudades y pueblos se agrupan en provincias, estados o departamentos (que los llamarás dependiendo del país donde habites). Estas provincias, estados o departamentos a su vez los agrupamos en naciones, y las naciones se encuentran en continentes, los cuales serían los últimos tramos de la escala. Si pudieramos hacer un espectro de potencias de las organizaciones humanas cada una de estas agrupaciones (pueblos ó ciudades, provincias, estados ó departamentos, naciones y continentes) representaría un pico en el espectro. El espectro de potencias obtenido por Planck es el siguiente:

Cada máximo del espectro representa agrupaciones en las anisotropías del CMB a diferentes escalas. El siguiente video nos muestra como se genera el espectro tomando en cuenta las diferentes escalas del mapa del CMB de Planck:

El máximo principal representa las primeras aglomeraciones de materia en el universo primigenio, mientras que los máximos secundarios (llamados modos secundarios) son normalmente asociados con las "Oscilaciones Acústicas Bariónicas" (Baryon Acoustic Oscilations, ó BAOs), ligadas a la materia oscura de la que hablaremos en futuras entradas.

Entrados a esto, la distribución de las anisotropías del CMB debe de depender de las constantes cosmológicas que deben de poder derivarse del ajuste del espectro. El mejor ajuste (realizado con un 68% de confiabilidad) revela que la constante de Hubble, el parámetro cosmológico más importante, es H_0 = 67.4±1.2 km s-1 Mpc-1, mientras que el parámetro de materia (siendo la mayor parte de ella materia oscura) es de Ω_m = 0.315±0.017, el parámetro de energía oscura es Ω_Λ = 0.686±0.020 y el parámetro de curvatura del universo es por tanto Ω_κ = -0.001±0.037, que implica practicamente que κ = 1, un universo plano.

No todo son rosas, la constante de Hubble obtenida por Planck nos trae un valor bastante más bajo que los medidos por surveys externos y por las medidas de las supernovas (Reiss et al., 2011), con H_0 = 73.8±2.4 km s-1 Mpc-1, ó el predecesor WMAP-9 (Hinshaw et al., 2012) con H_0 = 70.0±2.2 km s-1 Mpc-1. Gajes de la ciencia, prometo mantenerles informados de como se resuelve esta discrepancia, si es que lo hace.

Finalmente, tal vez la única nota del Planck que realmente signifique nueva ciencia (ya que los predecesores de Planck habían medido todos los parámetros mencionados anteriormente) es el acuerdo en 6 sigmas con respecto a la existencia de un período inflacionario, un momento del universo donde la razón de la expansión fue increíblemente mayor que en cualquier otra era. ¿Por qué sucedio la era inflacionaria? Nadie lo sabe. ¿Es seguro ahora afirmar que ocurrió tal época? No, todavía deberán de rechazarse (o verificarse) otras hipótesis. ¿Por qué pensamos que ocurrió tal evento cósmico? Lo explicaré en futuras entradas, por el momento espero que el presente nos ponga al corriente de qué midió Plank y nos acerce más a comprender como se construye la ciencia de la cosmología observacional.

#31 El origen de las unidades de medida. (ParteII: Las primeras unidades de medida.)

En la anterior entrega de esta serie aprendimos algunas de palabras que designan grandes números y los errores que comunmente se cometen al utilizarlos. En esta ocasión entraremos en materia para hablar de las primeras unidades de medida.

El uso de las primeras unidades de medida se pierde en el tiempo, pero se cree que surgió como una necesidad de comunicar a  otros miembros de la comunidad información referente a distancias y a tiempo. Por ejemplo la distancia que es necesario recorrer para encontrar una fuente de agua o una presa de caza, o el tiempo transcurrido entre estaciones o temporadas de caza o recolección de determinados alimentos. Obviamente la primera unidad de tiempo utilizada fué el día, marcado por el paso del  Sol, y el mes, marcado por las fases de la Luna. De la misma forma las distancias largas se medían en días de camino necesarios para alcanzar un determinado lugar. Así pues, fue probablemente la astronomía la más antigua de todas las ciencias que dio a la humanidad la posibilidad de medir y cuantificar su entorno.

Las fases de la Luna fueron una de las primeras unidades utilizadas por nuestros ancestros para medir el tiempo. (Foto: Observatorio Astronómico de la UNAN-Managua).

Así cuando notaron que la sucesión de las estaciones coincidía con la salida y puesta del Sol por determinados puntos del horizonte nació el concepto de año. Los registros  más antiguos del uso de la astronomía para medir el tiempo datan de hace 3600 años. Se trata del famoso Disco de Nebra,  un disco de bronce elaborado un pueblo prehistórico que habitó una región de Alemania durante la Edad del Bronce y la Edad del Hierro. En este disco están representadas estrellas, el Sol, la Luna y están marcados los lugares en el horizonte por donde se ponía el Sol en los Solsticios y los equicoccios, señalando así el comienzo de las estaciones. El disco fue utilizado durante aproximadamente mil años hasta la Edad del Hierro (se desconoce si por el mismo pueblo que lo construyó originalmente) y fue modificado en al menos cuatro ocasiones para reflejar los conocimientos que tenían los usuarios del momento. Fue encontrado en una colina utilizada para rituales religiosos durante la Edad del Hierro.

El Disco de Nebra, de 3600 años de antigüedad, muestra que ya en la Edad del Bronce se utilizaban instrumentos astronómicos para medir el tiempo. (Foto: Wikimedia Commons)

Pero no creamos que esto fue exclusivo de los humanos, sabemos que hay animales que utilizan también sus propias unidades de medida para transmitir información sobre alimentos a otros miembros de su especie, como las abejas, que tienen un lenguaje matemático para indicar distancias y rutas sorprendentemente desarrollado.

Conforme las habilidades tecnológicas de los humanos se fueron desarrollando, especialmente con la necesidad de intercambiar bienes y mercancías y de ordenar la tierra para la agricultura, surgió la necesidad de establecer unidades de media variadas para diferentes magnitudes físicas y aplicaciones. 

En un principio, de forma natural se empezaron a usar partes del cuerpo humano o su movimiento como unidades de medida, así nacieron los pasos para medir distancias cortas. Pero pronto fueron necesarias unidades más precisas. Hace 2600 años los babilonios y los egipcios utilizaban ya el cúbito como unidad de longitud. El cúbito, también llamado codo era la distancia del antebrazo desde el codo hasta la punta del dedo medio. Los romanos definieron el pie como dos  tercios de un cúbito y así esta unidad se extendió por todo el imperio, siendo una de las pocas que han sobrevivido hasta hoy, ya que la mayoría de las bien definidas unidades de medida romanas entraron en desuso al caer el imperio.

En la mitología Judeo-Cristiana, Dios le da instrucciones a Noé para construir el arca,  y las medidas  le son especificadas  en cúbitos, lo que muestra la influencia  de egipcios y babilonios en la cultura hebrea de la época.

Para medir volúmenes de forma pragmática se utilizaron los recipientes en que se almacenaban como unidades de volúmen. Esto variaba según se midiera el volúmen de líquidos o de sólidos. Por ejemplo para comerciar se utilizaban ánforas para el vino o toneles para la cerveza. Así aun hoy en dia utilizamos unidades de volúmen como la taza o la cucharada para nuestras recetas de cocina o el barril para los combustibles líquidos. 

Muy pronto surgió la necesidad de estandarizar estas unidades de forma precisa para el comercio por lo que surgieron los patrones de las unidades de medida, pero esto es un tema  que dejaremos para la siguiente entrega.

#30 Pequeño editorial acerca del escepticismo.

 

Yo solía ver los Expedientes Secretos X... es más, lo disfrutaba. Era una buena serie, tenía episodios sino fascinantes, mínimo interesantes, que te obligaban a quedarte hasta el final. El guión era tremendo, las conversaciones entre Moulder y Scully legendarias e inteligentes, los argumentos eran siempre frescos y la imaginación volaba por todos lados. Soy de los que admitó que Expedientes Secretos X dejó un vacío televisivo que ha sido difícil de llenar. Pero también admito que mucho del argumento principal de la trama era el debate entre el escepticismo y la credulidad. Cada episodio contenía una fuerte discusión acerca de la naturaleza de los casos, y en cada una de ellas, el creyente encarnado por el inteligente Fox Moulder se sobreponía encima de las hipótesis de la no menos astuta pero si más ingenua, Dana Scully. Y no fue sino despues de varios años que un amigo me hizo notar que Expedientes Secretos X favorecía siempre un punto de vista mágico, conspiranoico o, peor aun, pseudocientifíco. ¿Y saben qué? Es completamente cierto. Los Expedientes Secretos X son el sueño de cualquier ufólogo, chamanista, espiritista, u otro charlatán, por que la respuesta correcta, la que resolverá el caso que se nos planteó en los primeros 5 minutos, y de la que se darán pruebas en los 40 minutos restantes sin lugar a alguna interpretación más terrenal de los hechos, será la de lo sobrenatural, lo oculto, lo que la ciencia no puede explicar y por ende tenemos que recurrir a fuerzas antiguas que gobernaban la humanidad antes de ser desplazadas por modernos pero secos é insípidos conocimientos cientifícos. 

Y la verdad no tengo grandes problemas con eso. Hoy en día disfruto mucho de las historias que no tengan que inventar fuerzas mistícas para dar resolución a la trama, pero también disfruto de LOST, The Walking Dead, El Señor de los Anillos y otras tantas que me piden creer en cosas ajenas al sentido común. Detesto las concepciones religiosas, pero leer la balada de los Valars fue uno de los momentos más épicos de mi juventud. No creo en fantasmas ni espirítus, pero disfruté completamente de Avatar: Legend of Ang y su interpretación pseudo mágica del orden del universo. Al final del día se que es una historia que tiene incluso una moraleja, pero que no son guías para interpretar el mundo. El mundo es mucho más complejo, llegar a la respuesta correcta depende de más que solo creer o tener fe en una línea de pensamiento, se necesita mucho esfuerzo para comprender, mucha meditación, pero más importante, seguir un camino de escepticísmo, incluso hacia la respuesta que todo mundo acepta como correcta. 

Y es que las fuerzas ocultas que explicaban el mundo cuando la humanidad era joven han sido desplazadas por algo mucho más robusto, principios naturales que nada tienen que ver con lo que nosotros queramos, si no que estan ahí por que son más que nosotros mismos, pero sin dejar de ser parte de nosotros a la vez. Pensar que no existen los fantasmas talvez abre la puerta a dudas, complejos y miedos acerca de la muerte, pero entender como cada célula de nuestro cerebro interpreta el mundo a tráves de corrientes eléctricas impulsadas por moléculas de carbono y nos hace ser nosotros, sin necesidad de alma, de espíritus y de escencias divinas, es que es algo que te quita el aliento. Y no es que pensemos que somos un cerebro, un corazón, ó un conjunto de órganos, no es que creamos que el mundo no tiene cabida para la magia. Claro que lo tiene, el lugar son esas historias que nos transmiten a tráves de ellas moralejas acerca del valor y la honestidad. Pero también aceptar que son solo eso, historias, que Moulder nunca resolvió un caso en realidad y que de estar nosotros en su situación, lo aplastantemente más probable es que la respuesta de Scully sea la correcta y la que resuelva el caso. Por que en el mundo en el que vivimos ella tendría la razón ya que no cree, pide evidencias. Y de no encontrarlas asume la hipótesis más sencilla, la que esta de acuerdo con ese humano que salío de las cavernas y vio en la oscuridad de la noche, no fantasmas ni dioses, si no un mundo que necesitaba ser comprendido. Y es que no es malo temer a la oscuridad, lo malo es caer en ella...

#29 Nueva serie: El origen de las unidades de medida (parte I: Los grandes números).

  Después de mucha inactividad debido principalmente a compromisos académicos, hemos decidido volver a embarcarnos en la aventura de escribir este blog de divulgación, para lo que estamos preparando una serie de artículos que esperamos puedan disfrutar y compensar en parte el abandono en que teníamos este proyecto.

  Este es el primer artículo de una serie dedicada a buscar el origen de las unidades de medida que utilizamos a diario sin reparar normalmente en su origen y en su definción. En Nicaragua tenemos un caso interesante en el que cotidianamente se mezclan unidades de medida de diversos sistemas con origenes muy variados, algunos ya obsoletos. Pero esta primera entrada la dedicaremos a los números. ¿Cómo llamamos a los números muy grandes? ¿Sabés cuál es la diferencia entre un millardo, un millón, un billón y un trillón? Los nombres de estas cantidades suelen dar origen a mucha confusión y en este artículo intentaremos esclarecer cúal es la manera correcta de llamarlos.

  En el ámbito científico por lo general no hay estos problemas ya que para nombrar a los números grandes se usa la "notación científica": Los números de cien en adelante se escriben como múltiplos de potencias de diez. Por ejemplo 100 es lo mismo que 10 x 10, osea 10², que se lee como "diez al cuadrado". El superíndice llamado exponente nos indica cuantas veces tenemos que multiplicar el número por si mismo, en este caso dos. Así:

1000 = 10 x 10 x10 = 10³ que se lee "diez (elevado) al cubo".

10 000 = 10 x 10 x 10 x 10 = 10⁴ que se lee "diez (elevado) a la cuarta potencia".

100 000 = 10 x 10 x 10 x10 x 10= 10⁵ que se lee "diez (elevado) a la quinta potencia".

1 000 000 = 10 x 10 x 10 x 10 x10 x10 =10⁶ que se lee "diez (elevado) a la sexta potencia"

  Y así sucesivamente. Como se puede notar, el número de la potencia (exponente) es también el número de ceros detrás del uno. Normalmente a la hora de nombrarlos informalmente se abrevian como "diez al cubo", "diez a la cuarta" e incluso  comunmente "diez a la cuatro", "diez a la seis", etc. Pero si queremos escribir otros números como por ejemplo 200, solo necesitamos factorizarlos como un número multiplicado por múltiplos de diez, por ejemplo:

200 = 2 x 10²

5 000 = 5 x 10³

47 000 = 4,7 x 10⁴

  Sin embargo, fuera del ámbito científico y técnico, esta nomenclatura no se utiliza y en su lugar usamos palabras para nombrar los números muy grandes. El problema es que debido a que las mismas palabras se utilizan en diferentes lugares para referirse a diferentes cantidades tienden a surgir confusiones, en especial cuando se traducen artículos en inglés al español en los medios de comunicación. Esto es porque la mayoría de los paises de habla inglesa suelen usar el llamado sistema corto de origen estadounidense y los hispanohablantes usamos el sistema largo de origen europeo.

  En el sistema largo asignamos los nombres basados en potencias de millones. Osea cuando tenemos un millón de millones ( 1 000 000 000 000 = 1 000 000²) le llamamos "Billón", cuando temos un millón de millones de millones (1 000 000 000 000 000 000 =  1 000 000³) le llamamos "Trillón" y así sucesivamente lo que sigue una lógica clara en la que el exponente nos indica la raíz del nombre. También en el sistema largo existen unidades intermedias entre estos valores, aunque están cayendo en desuso, por ejemplo a mil millones (1 000 000 000) le llamamos "Millardo" y a mil millones de millones "Billardo", etc.

  El sistema corto también llamado estadounidense, esta basado en potencias de mil, por lo que 1000² es un Millón, 1000³ es un Billón, 1000⁴ es un trillón. etc. En este caso (como veremos en otros artículos muy común en los sistemas de unidades inglesas)  la relación entre el exponente y la raíz del nombre no existe y puede tender a confusión. En la siguiente tabla podemos ver una comparación para algunos de estos números entre los dos sistemas y sus respectivos sistemas de potenciación, incluyendo la notación científica de base 10:

  Así debemos tener cuidado al leer artículos traducidos del inglés en que el traductor suele mucho caer en el error de traducir el "Billion" estadounidense como "Billón" en español, cuando lo correcto es traducirlo como "Millardo". En los textos de divulgación sobre astronomía por ejemplo ocurre mucho que como la edad del universo son trece mil setecientos millones de años, es incorrectamente traducido al español como "13,7 billones de años" pues es la nomenclatura del sistema corto estadounidense en que se escribió el texto originalmente, lo correcto es usar el sistema largo y escribir "13,7 millardos de años".

  Para terminar, unos datos curiosos, el Reino Unido había usado tradicionalmente el sistema largo europeo, pero en 1974 se adoptó oficialmente el sistema corto. Así aun hoy en día hay mucha gente que por costumbre continua usando el sistema largo y conviven ambos. Otro ejemplo es Canadá, donde se hablan dos idiomas oficiales. Cuando utilizan el idioma francés, los canadienses deben utilizar el sistema largo mientras que cuando usan el idioma inglés deben usar el sistema corto.

  Un caso aun más curioso ocurre en Grecia, donde nacieron las raíces de estos nombres. Se usa un sistema propio relacionado al sistema corto, pero con otros nombres y otras bases. En griego Millón literalmente signfica "Mil grande" por lo que esa palabra no se usa. En su lugar utilizan la miríada para decir diez mil, así un millón se dice "cien miríadas" y un millardo "bi cien miríadas" y un billón "tri cien miríadas" y así sucesivamente.

  Espero que hayan disfrutado con este artículo, pronto estremos subiendo más de esta serie y de otros temas.   Como siempre pueden dejar comentarios y opiniones.

#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.

#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.