martes, 5 de mayo de 2015


Explorando los confines del universo

http://www.emol.com/especiales/2014/tecnologia/columnas-astronomia/28-enero.asp#3

Rolando Dünner
28 de enero de 2015

El universo observable no sólo tiene un fondo, sino también un comienzo, el que está limitado espacial y temporalmente por la información que nos trae la luz.

Una de las propiedades más fascinantes del universo en que vivimos es que la luz viaja a una velocidad finita y constante por el espacio. Este dato, anecdótico en apariencia, tiene para nosotros una implicancia sorprendente: ¡nos permite viajar en el tiempo! Si bien no directamente en una nave espacial, sí podemos hacerlo con la mirada. Esto porque mientras más lejos veamos, más ha tardado la luz en viajar hasta nosotros y, por lo tanto, estamos presenciando eventos que pasaron mucho tiempo atrás como si estuvieran ocurriendo hoy.

Luego, cuando miramos los confines del universo el presente se confunde con el pasado, limitado sólo por el comienzo de los tiempos, en el Big Bang.

La luz viaja a la sorprendente velocidad de 300.000 kilómetros por segundo. Para que se hagan una idea, la circunferencia de la Tierra tiene unos 40.000 kilómetros, por lo que la luz logra dar unas 7.5 vueltas sólo en un segundo. Asimismo, la luz tarda un poco más de un segundo en llegar a nosotros desde la Luna; 8 minutos desde el Sol; 4 años desde la estrella más cercana; 28 mil años desde el centro de nuestra galaxia; y 2.5 millones de años desde Andrómeda, la galaxia espiral más cercana y visible a ojo desnudo. En otras palabras, cuando miramos Andrómeda, ¡estamos viendo cosas que sucedieron antes de que el primer ser humano pisara la Tierra!

Pero, ¿Qué pasa cuando nos seguimos alejando y perseveramos en distinguir el leve brillo de objetos cada vez más lejanos con la ayuda de los nuevos telescopios? A escalas de miles de millones de años luz de distancia el escenario se vuelve grandioso: una infinidad de galaxias, de las más variadas formas y colores, forman un enjambre luciérnagas en lo que se conoce como la estructura a gran escala del universo. La luz, en este caso, es tan antigua que nos permite ver cosas que sucedieron mucho antes que los dinosaurios poblaran la Tierra, incluso antes que surgiera la vida, o que se formaran el Sol y sus planetas. Viajando en el tiempo, entonces, podemos estudiar la formación y evolución de las galaxias, encontrando ejemplos de ellas en distintos estados de desarrollo, cual si fuera un álbum de fotos familiar del universo.

Bueno, supongo que a esta altura se preguntarán ¿Qué es lo más lejos que podemos ver? Para responder esta pregunta es necesario considerar otro hecho impresionante: el universo se expande. Como un globo que se infla, las galaxias se alejan unas de otras en todas direcciones sin importar hacia donde apuntemos nuestro telescopio. Así las cosas, mientras más lejos observemos, no sólo vemos un universo más joven, sino también lo vemos más pequeño, denso y caliente.

Viajando en el tiempo, entonces, podemos estudiar la formación y evolución de las galaxias, encontrando ejemplos de ellas en distintos estados de desarrollo, cual si fuera un álbum de fotos familiar del universo.

Antes del nacimiento de las primeras estrellas y galaxias hace más de 13 mil millones de años o unos 380.000 años después del Big Bang el universo temprano parecía una sopa de materia homogénea y caliente, en un estado conocido como plasma. Esto hacía que el cosmos fuera opaco como una gran nube de fuego brillante, de modo que la luz no podía viajar. Luego en cierto momento, a medida que se expandía y enfriaba, la materia sufrió un cambio repentino de estado, volviéndose neutra y transparente, permitiendo así que la luz viajara. Dicha radiación, surgida casi en el origen mismo del universo, nos llega hoy en forma de microondas y constituye lo más lejos (y antiguo) que podemos ver, con luz. El Fondo Cósmico de Microondas, como se le conoce, parece efectivamente eso: una "muralla" opaca en el confín del universo observable.

Si bien nadie sabe si el cosmos tiene un límite físico, el universo observable está limitado espacial y temporalmente por la información que nos trae la luz, la cual nos cuenta no sólo de qué hay más allá, sino también de su historia y evolución.

 
Esmog interestelar: Para estudiarlo, pero no respirarlo

http://www.emol.com/especiales/2014/tecnologia/columnas-astronomia/21-enero.asp#3

Gaspar Galaz
21 de enero de 2015

En el espacio abundan gases moleculares como el monóxido de carbono. Aunque en la Tierra es temido por ser venenoso para los seres humanos, allá arriba es un gas clave, porque permite entender mejor cómo se forman las estrellas.

En una ciudad como Santiago, donde circulan casi dos millones y medio de autos, hay un gas que es conocido por todos: el monóxido de carbono, o CO. Curiosamente, esta molécula muy estable también existe en el espacio interestelar. Y no sólo en nuestra galaxia, sino que, en alguna medida, en todas.

Por supuesto, a diferencia de la densidad de CO que existe en Santiago, el que está en el espacio interestelar posee una densidad mucho más baja, pero también varía significativamente de un lugar a otro en y entre las galaxias.

En el año 1970, Wilson, Jefferts y Penzias fueron los primeros en observar el CO interestelar en la Vía Láctea. Desde esa fecha, este gas se observa de manera sistemática no solo en nuestra galaxia, sino que en casi todas las galaxias que forman estrellas (la mayoría de ellas con forma espiral). Más aún, en años posteriores, quedó asentado que el CO es un gas trazador de la formación estelar. Esto porque está asociado generalmente a la existencia de otra molécula el Hidrógeno molecular o H2 que se encuentra en el medio interestelar en grandes cantidades, pero lamentablemente no podemos detectarla directamente por no emitir radiación.

Para entender qué significa que la densidad del CO en el medio interestelar de la Vía Láctea sea baja tenemos que hacer una comparación. Sabemos hoy que ésta varía entre 0.1 moléculas por cm2; , en las regiones menos densas, hasta llegar a 10.000 moléculas por cm, o incluso más, en regiones de formación estelar (una especie de de maternidad de estrellas). Compare el lector estas densidades con la densidad del gas que respiramos de nuestra atmósfera: unas 1019 moléculas por cm3, o 10.000.000.000.000.000.000. Junto al CO existe una miríada de moléculas en el gas interestelar, como el hidrógeno molecular (H2), el CO2, etc. Aún así, a pesar de su baja densidad, el volumen que ocupa el CO, el H2 y otros gases es tan grande, que una nube gigante de gas molecular puede tener un tamaño de unos 10 a 500 años luz de diámetro, lo que significa una masa equivalente a entre mil y 10 millones la masa del Sol.

Hoy día, no sólo sabemos que en las regiones más densas y frías del medio interestelar de nuestra galaxia se forman gran cantidad de estrellas. Sabemos mucho mejor cómo son los procesos físicos que permiten entender esta formación. Últimamente, el radiotelescopio ALMA ha probado la existencia de las moléculas más complejas que nos imaginamos y en las condiciones menos esperadas. Es así como un equipo internacional de astrónomos, liderado por chilenos, descubrió hace muy poco que el gas molecular puede existir incluso bajo los efectos de una poderosa radiación ultravioleta.

Últimamente, el radiotelescopio ALMA ha probado la existencia de las moléculas más complejas que nos imaginamos y en las condiciones menos esperadas.

Es sabido desde hace décadas que las moléculas de gas del medio interestelar pueden destruirse cuando reciben radiación de las estrellas circundantes, recién formadas, en especial la radiación ultravioleta, que tiene gran energía y puede desintegrar las moléculas, tales como el H2 y el CO. Este efecto está hoy puesto en el tapete en ese trabajo donde se muestra que especialmente cuando el gas está aglomerado en una nube en forma de disco que rota (lo que suele ocurrir cuando la nube de gas colapsa y forma estrellas nuevas en el interior), éste puede sobrevivir a la radiación. Esto abre la posibilidad de que incluso en condiciones que se presumían muy desfavorables para la formación estelar, es posible esperar que se formen nuevas estrellas y, quién sabe, también planetas como el nuestro.

 

Las estrellas y el origen cósmico de los elementos

http://www.emol.com/especiales/2014/tecnología/columnas-astronomía/14-enero.asp#3

Márcio Catelan
14 de enero de 2015

Los interiores de las estrellas son los responsables de fabricar la mayoría de los elementos químicos observados en el universo, y por ello es fundamental que los entendamos.

Hace un par de meses, hablamos de cómo evoluciona el Sol por las reacciones nucleares en su interior. Ahora tratemos de entender en qué consisten esos misteriosos procesos de fusión nuclear que tienen lugar en el centro de las estrellas, el Sol inclusive, y que son fundamentales para la comprensión de nuestro origen y destino en el universo.

Hasta comienzos del siglo XX, no sabíamos realmente cómo y por qué brillan las estrellas. Sí entendíamos que se trataba de grandes esferas gaseosas a altas temperaturas. Sin embargo, en el caso del Sol, el calor liberado por el simple enfriamiento resultaba insuficiente como para mantenerlo brillando por un tiempo comparable a la edad de la Tierra. Desde hace muchísimo tiempo debiera haberse "apagado".

Algunas décadas más transcurrirían hasta que se encontrara una explicación para esa paradoja y ésa nos la entregarían la teoría de la relatividad y la física cuántica.

Quizás la más famosa de las ecuaciones de la física es la que describe la equivalencia entre masa y energía o E = mc2, obtenida por Einstein en su desarrollo de la teoría especial de la relatividad. En última instancia, es esa expresión la que nos permite entender la real fuente de energía en estrellas como el Sol. Es así que, en 1920, Sir Arthur Stanley Eddington postuló que la masa "perdida" en el proceso de creación de un átomo de helio, a partir de una fusión de cuatro átomos de hidrógeno, podría proveer el Sol de la energía necesaria para mantenerlo brillando por mucho tiempo. Así el material combustible no faltaría: el Sol está mayormente compuesto de ese mismo hidrógeno.

Los detalles del proceso fueron desarrollados en las décadas siguientes, pero su esencia se ha confirmado: es la reacción nuclear de fusión entre cuatro núcleos de átomos de hidrógeno, con la creación de un núcleo del átomo de helio, la que mantiene a las estrellas brillando por la mayor parte de sus vidas.

En las etapas de "vejez" de las estrellas, y particularmente en estrellas de alta masa, elementos químicos progresivamente más pesados (como carbono, oxígeno, magnesio, silicio, etc., hasta el fierro) van formándose a partir de la fusión de núcleos más livianos, como en descomunales "calderas cósmicas". La explosión de esas calderas explosión de supernova, al final de la vida de esas estrellas, produce todavía más (y más pesados) elementos químicos. Esos procesos son clave para explicar por qué el universo no está compuesto sólo de hidrógeno y helio, que son prácticamente los únicos elementos formados en el Big Bang. También nos permiten entender que los átomos que componen nuestros mismos cuerpos han formado parte, alguna vez, del interior de las estrellas. Somos, casi literalmente, "polvo de estrellas". Los astrofísicos incorporamos esos procesos de forma exitosa en nuestros modelos, inclusive los que calculamos aquí en la UC y el MAS con el código PGPUC.

Aunque la hipótesis de Eddington se confirmó, la ecuación de Einstein no lo explica todo, ya que nada dice sobre cómo cuatro núcleos de hidrógeno pueden fusionarse hacia un núcleo de helio. Para entenderlo, es necesario invocar otro concepto clave de la física moderna: el llamado efecto túnel.

Es la reacción nuclear de fusión entre cuatro núcleos de átomos de hidrógeno, con la creación de un núcleo del átomo de helio, la que mantiene a las estrellas brillando por la mayor parte de sus vidas.

Clásicamente, los núcleos de los átomos difícilmente lograrían acercarse lo suficiente como para fusionarse, debido a la enorme repulsión eléctrica entre ellos. A nivel cuántico, sin embargo, hay una probabilidad muy pequeña, pero no nula, de que una partícula logre transponer esa "muralla" aparentemente impenetrable. En las condiciones extremas encontradas en los interiores estelares, el proceso ocurre a una tasa que es justo la necesaria para explicar la energía emitida por el Sol como función del tiempo. De esa forma, logramos entender por qué nuestra estrella aún brilla, unos 4.500 millones de años después de su nacimiento, asimismo calcular con mucha precisión por cuánto tiempo más seguirá haciéndolo.
 

El legado de Kepler: miles de millones de planetas como la Tierra en nuestra galaxia

http://www.emol.com/especiales/2014/tecnologia/columnas-astronomia/7-enero.asp#3



Andrés Jordán
7 de enero de 2015

Gracias al satélite Kepler sabemos ahora que en la Vía Láctea hay mas planetas que estrellas, y muchos de esos planetas tienen similitudes con la Tierra.

Una vez dimensionada la inmensidad del universo que nos acoge con cientos de miles de millones de galaxias y, a su vez, cada una típicamente compuesta de cientos de miles de millones de estrellas, surge naturalmente la pregunta de si existen otros planetas como la Tierra que alberguen vida. Y si existen, ¿cuántos?

Desde 1995, tenemos evidencia directa de la existencia de otros mundos alrededor de estrellas como el Sol, pero esos primeros mundos descubiertos fuera del sistema solar eran gigantes gaseosos similares en tamaño a Júpiter, muy disímiles al planeta rocoso en el cual vivimos. La pregunta seguía en pie: ¿Cuántos planetas parecidos a la Tierra hay allá afuera?

En el año 2009 la NASA lanzó un satélite llamado Kepler, cuya principal misión era determinar aproximadamente cuantos planetas de tamaño terrestre hay en nuestra galaxia. El método que usó para responder esta pregunta es el siguiente: Kepler midió la luz proveniente de unas doscientos mil estrellas en la constelación de Lyra simultáneamente y cada media hora. Y lo hizo con una exactitud asombrosa. Fue capaz de medir la luz de estrellas a años luz de distancia con una precisión del orden de una parte en diez mil.

Si la estrella tiene un planeta orbitando a su alrededor y la órbita de ese planeta está orientada de manera tal que el planeta pasa entre la estrella y la Tierra, entonces tenemos un eclipse. Cada vez que el planeta pasa entre su estrella y nosotros, el planeta bloquea parte de la luz de la estrella. Si estamos mirando continuamente y con alta precisión tal como lo hace Kepler podemos usar esa disminución periódica de la luz que nos llega para descubrir que hay un planeta.

Pero no sólo eso. Mientras más grande es el planeta, más luz bloquea, por lo que al medir la cantidad de luz bloqueada podemos determinar no sólo la existencia de un planeta, sino también su tamaño.

La misión de Kepler debía durar alrededor cuatro años, pero una falla en el sistema que le permitía mantener su posición la acortó. A pesar de la disminución en su vida útil, Kepler logró detectar miles de planetas que eclipsan a su sol y usando las estadísticas entregadas por estas detecciones pudo determinar que nuestra galaxia esta llena de planetas. Cada estrella tiene en promedio al menos un planeta, por lo que la próxima vez que tengan la oportunidad de ver el cielo estrellado, sabrán que hay más planetas que estrellas en el firmamento.

Adicionalmente, usando los tamaños de los planetas que detectó, Kepler pudo determinar cuántos planetas hay según su tamaño. El satélite nos dio así la respuesta a la pregunta que planteamos al inicio de esta columna: en nuestra galaxia hay del orden de 10 mil millones de planetas de un tamaño comparable al de la Tierra, orbitando estrellas parecidas al Sol, y a una distancia similar.

Este resultado requiere un grado de extrapolación, es decir hacer inferencias sobre una población no observada directamente, ya que la vida útil de Kepler no le permitió detectar con eficiencia planetas con años equivalentes al terrestre, sino sólo con órbitas de hasta unos cien días. Además, debemos asumir que la región observada por Kepler es representativa de toda la galaxia.

Kepler logró detectar miles de planetas que eclipsan a su sol y usando las estadísticas entregadas por estas detecciones pudo determinar que nuestra galaxia esta llena de planetas.

Pero independiente de cuan exactos son los números derivados, podemos afirmar con solidez que en nuestra galaxia hay cientos de miles de millones de planetas. No sabemos si hay vida en ninguno de ellos aparte de la Tierra, pero ahora sabemos que dentro de esa multitud debiera haber miles de millones de planetas parecidos al nuestro donde también se podrían dar las condiciones que permitieron el surgimiento de la vida.
 
 
 
 
 
 
 
 
 

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