CIELO ROJO: Guía de observación

El cielo tras la puesta de Sol, la Luna apareciendo por el horizonte eclipsada. Desde Nigrán, Galicia, España.

El próximo viernes, 27 de julio, tendrán lugar en el cielo nocturno dos sucesos que teñirán de rojo las primeras horas de la noche: eclipse total de Luna, que además será el más largo del siglo XXI, y Marte en oposición.

ECLIPSE LUNAR

Un eclipse de Luna es un fenómeno astronómico que se produce debido a la interposición de la Tierra entre la Luna y el Sol, cuando los tres cuerpos están alineados o muy cerca de la línea virtual que los uniría. Cuando la Tierra ocupa la posición central, la luz enviada desde el Sol provoca un cono de sombra terrestre cuya proyección se divide en dos partes: la umbra (zona más oscura) y la penumbra (la zona más clara).

En función de la zona que atraviese la Luna podremos ver diferentes tipos de eclipses:

  • Eclipse Penumbral: aquel que se produce cuando la Luna atraviesa la zona de penumbra, ya sea todo el disco lunar (eclipse penumbral total) o parte (eclipse penumbral parcial).
  • Eclipse Total: La Luna atraviesa completamente la zona de umbra terrestre. Será el caso del eclipse del viernes 27.
  • Eclipse Parcial: Una parte del disco lunar atraviesa la zona de umbra y el resto es ocultada por la penumbra.

¿Por qué se verá roja la Luna?

Cuando la Luna pasa a través de la sombra proyectada por la Tierra, la zona de umbra, adquiere un rojo intenso o anaranjado en lugar de desaparecer por completo de la vista, la llamada Luna de sangre. Este extraño efecto conocido como dispersión de Rayleigh filtra las bandas de luz verde y violeta en la atmósfera durante un eclipse. Es decir, en la zona de umbra están los rayos de sol dispersados por nuestra atmósfera, pero de las bandas roja y naranja.

La dispersión de Rayleigh también es responsable del color del cielo, de los atardeceres anaranjados e incluso del color de los ojos azules.

¿Por qué no hay eclipse lunar cada mes?

Esta pregunta nos la realizan bastante. Si la Luna tarda un mes en orbitar alrededor de la Tierra, ¿por qué no vuelve a la posición de eclipse cada mes? La respuesta es fácil: porque no orbita en el mismo plano que el Sol.

El hecho de que la Luna orbite en diferente plano a la eclíptica implica que cada mes corta con este plano, intersecta con la órbita solar en dos puntos que llamamos nodos. Si la Luna se dirige de sur a norte en su órbita, se le llama nodo ascendente; y al contrario, nodo descendente. Cuando la Luna llena o la nueva están cerca de los nodos, es cuando se da el eclipse.

Esta órbita lunar, además, tiene la particularidad de que cambia los nodos 30º cada mes, en el sentido de las agujas del reloj, con respecto a las fases de la Luna. Por lo tanto, la Luna nueva y la Luna llena no van a realinearse nuevamente con los nodos, sino hasta aproximadamente, en seis meses.

¿Cuánto durará el eclipse?

El inicio de la fase total tendrá lugar a las 21.30 horas, coincidiendo con la hora de la salida de la Luna en Madrid. El resto de fases ya serán visibles desde la península y las Islas Canarias, aunque la Luna tendrá una elevación bastante baja. Dada la gran profundidad del eclipse y su combinación con la refracción cerca del horizonte, la Luna saldrá con un fuerte tono rojizo. El eclipse total durará en torno a 1h42min.

En esta web podemos encontrar la tabla para ver los tiempos del eclipse.

¿Por qué el eclipse lunar es tan largo?

En julio 2018, la Luna llena y el apogeo lunar (punto en el que la Luna está más alejada de la Tierra), caen exactamente en la misma fecha, el próximo viernes 27. Lo que hará que tengamos la Luna llena más pequeña y distante del año. Este apogeo también hace que la Luna tarde más tiempo en atravesar la sombra oscura de la Tierra, haciendo que el eclipse dure más tiempo y nos permita disfrutar mejor del fenómeno.

MARTE EN OPOSICIÓN

Se dice que Marte está en oposición cuando su órbita corta con la línea que une el Sol y la Tierra. Esto es que tendremos a nuestro vecino rojo justo detrás de nosotros, ideal para observarlo por la noche.

Esto no quiere decir que Marte se vaya a ver del tamaño de un zeppelin, ni que si saltas en el momento justo de oposición vayas a flotar un poco más que en otros momentos. Lo que sí es cierto es que esta cercanía a la Tierra hace que sea el momento perfecto para observar a Marte con telescopio, o a simple vista. Como podemos ver en las imágenes, el tamaño aparente de Marte será casi el doble que el de 2011.

Las oposiciones de Marte ocurren aproximadamente cada 2 años y 50 días, pero no todas las oposiciones de Marte son iguales, debido a la excentricidad de las órbitas planetarias. Así, las oposiciones de Marte varían enormemente y pueden ser desde 55 millones hasta 101 millones de kilómetros.

Este 2018 va a ser uno de los mejores años para observar la oposición de Marte, ya que se encontrará a apenas 57 millones de kilómetros, el 31 de julio estará en el punto de máximo acercamiento, siendo el viernes la oposición. Para encontrar a Marte tan cerca tendríamos que remontarnos hasta el año 2003, cuando Marte batió su récord. Para ver otra oposición tan favorable como esta tendremos que esperar hasta 2035, donde se situará a 56 millones de km.

¿Cómo localizar Marte en el cielo?

A simple vista Marte se identifica fácilmente en el cielo por su característico color rojizo. Durante el verano de 2018 se situará en la constelación de Capricornio, a la izquierda de Sagitario. Esta zona del cielo no cuenta con estrellas muy brillantes por lo que será sencillo localizar Marte, ya que será el astro más brillante de la zona.

En una buena noche y con un telescopio sencillo podremos observar los casquetes polares de Marte, con su característico tono blanquecino. El hecho de poder observar hielo en otro planeta es algo espectacular (aunque sea hielo de CO2 y no de agua). Estas zonas son relativamente sencillas de observar si la noche es buena, ya que su brillo blanco destaca del resto de la superficie.

Por otro lado, podremos apreciar diversas tonalidades. Las zonas más claras suelen corresponder a grandes planicies desérticas, y las más oscuras corresponden a los valles. Además, en noches estables y con telescopios más avanzados seremos capaces de apreciar la región de Sirtis Major, una zona más oscura que llama la atención en las brillantes planicies marcianas.

Hay que tener cuidado con no confudirlo con Antares, la estrella más brillante de la constelación del escorpión, que recibe su nombre por ser el rival rojizo de nuestro vecino, anti-Ares (anti-Marte). En la imagen de Stellarium podemos ver cuál será la disposición del cielo desde Nigrán, Galicia (Vigo), a las 23:40 hora peninsular. La Luna aún en eclipse, en conjunción con un Marte en oposición, mientras también podemos ver aún brillar a Saturno (brillando amarillo sobre Sagitario) o Júpiter, y en medio de ellos, Antares.

Esta sería la imagen ampliada de la escena.

¿QUÉ VER EN EL CIELO?

Ya hemos comentado que podremos ver la Luna, Marte y Antares, además de Júpiter y Saturno (Mercurio y Venus según se ponga el Sol), pero el cielo de julio deja imágenes preciosas también, como la vía láctea atravesando la bóveda celeste.

Durante el verano boreal (entre junio y agosto) un asterismo en forma de triángulo reina en el cielo. El Triángulo de Verano, compuesto por tres estrellas que forman parte de tres constelaciones distintas: Vega (Alpha Lyrae), Deneb (Alpha Cygni) y Altair (Alpha Aquilae). Estas tres estrellas, al ser tan brillantes, se usan para localizar otras estrellas y constelaciones, como Vulpécula y Sagitario, que se encuentran en su centro. Aunque el Triángulo del Verano es un asterismo del Hemisferio Norte, se puede ver en los cielos australes a baja altura.

Otras constelaciones serán fáciles de ver durante las horas del eclipse: Osa mayor, osa menor, constelación de Draco, Virgo (con Espiga), Boyero (con Arturo), Casiopea, Andrómeda o Pegaso. Además, las Perseidas, el fenómeno de la lluvia de estrellas más conocido del verano, que tiene lugar entre el 18 de julio y el 25 de agosto (y su punto máximo el día 13), nos dejará pequeñas gotas de magia en una noche espectacular.

 

 

Share This:

Mujeres Celestes I: Hypatia

En esta nueva serie de post de Mujeres Celestes, no hablaremos sobre la mitad de Los Pitufos, hablaremos sobre todas esas mujeres astrónomas, científicas, estrellas eclipsadas, a las que le debemos gran parte del conocimiento que tenemos actualmente. En este primer post, hablaremos de la vida de Hypatia (Hipatia) de Alejandría, la mujer que se conoce como la primera ástronoma.

Hipatia vivió en una era iluminada de la historia de Egipto, cuando la razón y la filosofía eran muy respetadas. Su padre, Theon, era matemático, astrónomo y filósofo. Fue director del Museo de Alejandría y ampliamente respetado. Hipatia nació aproximadamente entre 350 y 370 dC. Fue enviada a Atenas para estudiar, donde le educaron en las filosofías de Platón y Plotino. Regresó a Egipto y se convirtió en directora de la escuela platonista de Alejandría.

Egipto tenía una tradición de igualdad de los sexos desde la antigüedad e Hipatia se convirtió en una erudita importante de su época. En torno al año 400 la filósofa se había convertido en líder de los neoplatónicos alejandrinos, y​ se dedicó a la enseñanza, centrándose en las obras de Platón y Aristóteles. La casa de Hipatia se convirtió en un centro de instrucción donde acudían estudiantes de todas partes del mundo romano, atraídos por su fama. Entre sus alumnos había cristianos, como por ejemplo su alumno predilecto, Sinesio de Cirene (con posterioridad obispo de Ptolemaida entre 409 y 413), perteneciente a una familia rica y poderosa, que mantuvo una gran amistad con su maestra. Este personaje dejó escrita mucha información sobre Hipatia. Se refería a ella como “la auténtica maestra de los misterios de la filosofía”. Fue una mujer libre, nunca se casó y dedicó su vida al trabajo científico.

Su labor investigadora se vió reflejada en numerosos manuscritos, como los “Comentarios a la Aritmética de Diofanto”. Diofanto fue un matemático griego que vivió a lo largo del siglo III y fue considerado el padre del álgebra y la aritmética, cuyos trabajos se centraron en ecuaciones algebraicas y teoría de números. De su nombre vienen las ecuaciones diofánticas.

Otra de sus aportaciones fue la edición de  “Los Elementos de Euclides”, con los comentarios de su padre Teón, un experto en la obra euclidiana. Los Elementos de Euclides ha sido el libro con más ediciones después de la Biblia, y recoge un tratado completo de geometría.

También reescribió un tratado sobre las “Cónicas” de Apolonio. Sus reinterpretaciones simplificaba los conceptos de Apolonio, con un lenguaje más asequible y convirtiéndolo en un manual fácilmente seguible por el lector interesado.

Desafortunadamente, muchas de las aportaciones de Hipatia se perdieron. Gracias a su correspondencia con su estudiante Sinesio , sabemos muchas de sus otras aportaciones. Sinesio deja constancia de la singularidad de Hipatia como intelectual. Reclama su autoría en la construcción de un astrolabio, un hidrómetro y un hidroscopio. El astrolabio es un instrumento construido para  determinar el posicionamiento de los astros en la bóveda celeste y servía de guía para marineros, ingenieros o arquitectos para determinar distancias por triangulación. Un dato curioso es el uso de este instrumento por los marineros musulmanes, con el cual se guiaban para determinar la posición de la Meca y así poder orar.

En aquel periodo de la historia egipcia, hubo una gran cantidad de conflictos políticos y religiosos. Hipatia fue una influyente consejera del gobernador de Alejandría que se vio envuelta en una enconada disputa con el obispo de Alejandría. En la primavera de 415, ella viajaba pacíficamente en su carruaje cuando una multitud de seguidores del obispo la agarraron y la arrastraron por la ciudad hacia una iglesia. Allí fue golpeada y rajada, después desmembraron su cuerpo, llevaron sus restos a un lugar llamado Cinarón y los quemaron. Fue un final trágico, pero los estudiantes de Hypatia huyeron a Atenas y continuaron su formación. Ahora se la considera una figura importante en filosofía y la primera matemática y astrónoma bien documentada.

Share This:

Guía a la Gravedad I: Relatividad General

Este es el primero de una serie de posts en los que intentaré explicar qué es la gravedad, cómo encaja en el modelo actual del universo, para así poder hablar de singularidades gravitacionales. Lógicamente no pretendo escribir posts muy técnicos ya que requeriría un nivel matemático bastante alto, que a nivel divulgativo me parece inabarcable.

Introducción

Para poder hablar de la Relatividad General (Einstein, 1915), vamos a hablar primero del concepto gravitatorio no relativista. Isaac Newton fue el primero en formular una teoría de gravitación; afirmó que todo objeto que posee masa ejerce una atracción gravitatoria sobre cualquier otro objeto con masa, más allá de la distancia existente entre ambos. A mayor masa, mayor fuerza de atracción; por otra parte, a mayor cercanía entre los objetos, mayor fuerza de atracción. Esta es la conocida historia de que se le cayó una manzana en la cabeza y tuvo un momento loco que le dio por pensar en por qué se caían las cosas al suelo.

Esta gravitación newtoniana estaba muy bien en la Tierra. Pero cuando ya nos salíamos al espacio, había cosas que no cuadraban. En primer lugar la ley de Newton aplicada a un sistema de dos partículas o dos cuerpos, cuyas dimensiones físicas son pequeñas comparadas con las distancias entre ellos, lleva a que ambos cuerpos describirán una curva cónica (elipse, parábola o hipérbola) respecto a un sistema de referencia inercial con origen en el centro de masa del sistema, que además coincidirá con uno de los focos de la cónica.  Esto quedó solucionado con las leyes de Kepler. En segundo lugar, y derivado de esto, apareció el problema de los tres cuerpos: de acuerdo con la descripción newtoniana, cuando se mueven tres cuerpos bajo la acción de su campo gravitatorio mutuo, como el sistema Sol-Tierra-Luna, la fuerza sobre cada cuerpo es justamente la suma vectorial de las fuerzas gravitatorias ejercidas por los otros dos. Así las ecuaciones de movimiento son fáciles de escribir pero difíciles de resolver ya que no son lineales. De hecho, es bien conocido que la dinámica del problema de los tres cuerpos de la mecánica clásica es una dinámica caótica.

El dilema con Mercurio

La primera evidencia científica de que la teoría de Newton no funcionaba fue el planeta Mercurio, el más cercano al Sol. Cuando los astrónomos usaron su fórmula para calcular su órbita alrededor del Sol, y su posición aparente en el cielo, visto desde la Tierra, y compararon esos cálculos con las observaciones, encontraron que eran casi iguales, pero había una pequeña diferencia en la posición real de Mercurio: cada año parecía cambiar su posición (medida en el instante de su máximo acercamiento al Sol) un ángulo muy pequeño, de 5,75 segundos de arco (“) o el ángulo con el que se vería una moneda de 1 Euro a un km de distancia. Aunque parezca un error extremadamente pequeño, el tamaño no importa, los cálculos eran muy precisos como para aceptar un error así. Para salir del paso, propusieron que Mercurio además era atraído por los otros planetas más grandes, y eso era lo que deformaba la órbita. Así que calcularon ,usando siempre la teoría de Newton, la posición de Mercurio, teniendo ahora en cuenta todos los cuerpos del Sistema Solar, y, efectivamente, encontraron que, de los 5,75″ de error anual, podían explicar 5,32” por la influencia gravitatoria de los otros planetas. Esto era casi perfecto… pero aún no era exacto. La diferencia (0,43″/año) entre la posición calculada para Mercurio y la observada era ahora más pequeña (el ángulo con el que se vería la moneda de 1 Euro a 12 km) pero ahí estaba. Era un error pequeño pero inquietante: ¿por qué no funcionaba exactamente la teoría de Newton con Mercurio, cuando sí parecía funcionar con todos los demás planetas?

Einstein al rescate

Realmente Einstein no formuló la Relatividad General motivado por Mercurio, pero lo importante es que lo hizo. Para seguir la línea de razonamiento de Einstein, primero tenemos que recordar (o mencionar si no lo conocéis) que su teoría de la relatividad especial parte de que nada puede propagarse más rápido que la luz. En segundo lugar, vamos a pensar como lo haría Einstein (no en alemán, sino siguiendo un razonamiento similar). Sabemos que el Sol nos envía luz y que esta luz viaja a 300.000 km/s, así que tarda unos 8 minutos en recorrer los 150 millones de km que separan el Sol de la Tierra: la luz nos llega 8 minutos después de salir de nuestra estrella. Imaginemos ahora que el Sol desaparece de repente, que instantáneamente se volatiliza. Si así fuera, aún tendríamos 8 minutos de luz en la Tierra antes de que empezara la oscuridad. Ocho minutos no es mucho, pero es algo: coged un cronómetro y poned 8 minutos, e imaginad que durante todo ese tiempo el Sol ya no existe: aunque vemos su luz y su imagen en el cielo, el Sol ya no está ahí. Einstein ya sabía todo esto, no le preocupaba ese retraso de 8 minutos en la luz. Lo que le preocupó, y mucho, fue darse cuenta que, si el Sol ya no estaba ahí, entonces tampoco atraería a la Tierra (ni a los demás planetas). O sea, la Tierra ya no sufriría la atracción gravitatoria del Sol, ya no giraría en torno a él; se iría por la tangente de su órbita, igual que sale disparada una piedra de una honda cuando soltamos de repente la cuerda. Y lo importante es que esta salida de órbita de la Tierra, si es correcta la teoría de Newton de que la gravedad es instantánea, ocurriría inmediatamente, sin ningún retraso, ni de 8 minutos ni de nada. Esto chocaba frontalmente con la relatividad de Einstein: era un contrasentido. Una información -la luz- viajaría a 300.000 km/s, mientras que otra información -la gravitacional- viajaría con velocidad infinita, y ambas informaciones estarían originadas por el mismo fenómeno, la desaparición instantánea del Sol. O bien su teoría de la relatividad especial no era correcta (y había cosas que sí podían ir más rápido que la luz, con velocidad infinita, de hecho) o bien la teoría de Newton de fuerza instantánea no era correcta.

Einstein se vio obligado a revisar la ley de la gravitación de Newton porque no quería abandonar su teoría de la relatividad. Así que ¿por dónde empezar? Dado que el problema era conceptual, empezó por replantearse otro concepto diferente (y no se preocupó, de nuevo, por la discrepancia observacional en la posición de Mercurio). Ese concepto era el del llamado observador inercial, es decir, el del observador sobre el cual no actúa ninguna fuerza. Pero, pensó, ¿puede existir realmente un observador sobre el que no actúe ninguna fuerza? En el universo hay muchísimos astros (planetas, estrellas, galaxias…) y además la fuerza de la gravedad tiene radio de acción infinito, o sea, aunque la distancia se haga muy grande, siempre vale algo (Fd-2). La fuerza sólo se hace estrictamente cero cuando la distancia es infinita. Por tanto, la definición de observador inercial es irrealizable en la práctica. Pero lo malo para Einstein era que esto resultaba un serio problema tanto para la teoría de Newton como para la suya de la relatividad especial, donde los observadores inerciales son el punto de partida. El dilema se complicaba más aún, pero Einstein encontró una salida ingeniosa a estos problemas con su teoría de la relatividad general.

Teoría de la Relatividad General

La genial idea de Einstein fue suponer que la gravedad (que está por todos los lados y en todo momento en el universo) está íntimamente unida al espacio y al tiempo (que obviamente están también por todos lados del universo y en todo instante). Propuso que el nexo de unión era la geometría: lo que ocurre, dice Einstein, es que, en presencia de una masa, el espacio-tiempo se “deforma”, de modo que cualquier otra masa nota ese espacio deformado, y se ve obligada a seguir trayectorias diferentes a cuando estaba el espacio sin deformar (sin ninguna masa). ¿Qué significa la deformación del espacio? Significa que el espacio adquiere una geometría diferente de la que estamos habituados (el llamado espacio plano o euclidiano).

En un espacio no-euclidiano ocurren cosas muy diferentes al normal; por ejemplo, puede que la línea más corta entre dos puntos sea una curva (y no una recta, como en el espacio plano). Puede que dos paralelas se corten en un punto o en infinitos puntos. Sé que esto puede parecer una locura, pero pensemos un momento en una pelota, un balón o un globo terŕáqueo, lo que queráis con forma de esfera vale, incluso un vaso (siempre que sea curvo). Si señalamos dos puntos lejanos distintos (por ejemplo España y Australia), el camino más corto será el arco de círculo máximo que una los dos puntos, no una recta. La recta euclidiana cruzaría por dentro la esfera, y se saldría del espacio que consideramos. Lo que quiere decir que la distancia más corta entre dos puntos en un espacio curvo es una curva también, llamada geodésica o recta generalizada para ese espacio curvo.

Ahora voy a aclarar a lo que nos referimos cuando hablamos de espacio-tiempo. Para describir el universo necesitamos las tres dimensiones a las que estamos habituados, además de la dimensión temporal. Esto puede ser muy complicado de entender sin aplicar matemáticas avanzadas. Para ello, vamos a intentar pensar en el típico gráfico 3D donde el eje Z será el tiempo, y los otros dos cualquiera de las dos dimensiones espaciales.

Si colocamos el Sol en el centro de nuestro eje, e intentamos dibujar la órbita de la Tierra con el paso del tiempo (dado que el tiempo aumenta monótonamente, constante, tic-tac), la trayectoria de la tierra será una hélice regular.


Lo importante aquí es ver que el gráfico que queda, la hélice, es una curva. Einstein observó que en nuestro universo no hay líneas rectas cuando actúa la gravedad, sino que tiene una geometría no-euclidiana y los cuerpos siguen geodésicas. Es decir, las masas, la gravedad, deforman el espacio-tiempo.

Resumiendo: desde el punto de vista de Newton, la Tierra sigue una trayectoria en el espacio euclidiano en forma de elipse (por cierto, es casi una circunferencia) alrededor del Sol. Desde el punto de vista de Einstein, la Tierra sigue la trayectoria más corta posible (una geodésica o “recta” generalizada) en un espacio-tiempo que ya no es euclidiano porque ha sido deformado por la masa del Sol.

Einstein, con su idea de conectar la gravedad con la geometría, cambió drásticamente el concepto de interacción gravitatoria. La gravedad ya no es una fuerza sino una deformación del espacio-tiempo. De paso, cambió ligeramente la fórmula de la gravitación de Newton, de modo que su teoría explica perfectamente (o sea, hasta la precisión a la que somos capaces de medir) todos los experimentos y las observaciones astronómicas, incluida la discrepancia de la órbita de Mercurio.

Para entender esta deformación, vamos a pensar por un momento en un colchón. ¿Qué pasa si pellizcamos el centro? Atraemos la masa de alrededor hacia la zona del pellizco. En la siguiente imagen vemos cómo actúa la Tierra en la Geometría del espacio-tiempo.

¿Por qué se sigue usando la gravedad de Newton?

Tardamos tanto en darnos cuenta de que no funcionaba porque los cálculos astronómicos en nuestro Sistema Solar, con las leyes de Newton eran muy certeros. Esto sucede porque el Sol apenas deforma el espacio-tiempo, nuestro Sistema Solar es una zona de gravedad débil, y todos los experimentos dan los mismos resultados usando Newton o Einsten. Salvo Mercurio.

 Mercurio es el único planeta que se ve realmente afectado por la deformación del espacio por un motivo, porque es el más cercano al Sol (y también el que tiene la órbita más excéntrica).

Las ecuaciones de Newton se siguen utilizando, entonces, porque en primer lugar son mucho (de verdad, MUCHO) más fáciles de resolver que las de Einstein. Y en segundo lugar por lo ya mencionado arriba, que en zonas de gravedad débil producen los mismos resultados (sólo en estas zonas).

Y entonces, ¿la gravedad afecta al tiempo?

Sí, la paradoja de los gemelos de la relatividad especial de Einstein es muy conocida: dos gemelos terrestres sincronizan sus relojes, uno se va durante un tiempo a viajar por el espacio a la velocidad de la luz y el otro se queda en la Tierra. Cuando el gemelo viajero vuelve, ve que no ha envejecido, y que su hermano, sin embargo, ha envejecido muchos años. Esto se debe a que el tiempo se ralentiza a velocidades cercanas a la de la luz.

Pero ahora hablamos de deformarse en presencia de una masa. ¿Se deforma? Sí. De hecho si colocamos un reloj a nivel del mar, y otro en la estación espacial internacional (que orbita a unos 550km de la Tierra), podemos observar cómo el reloj a nivel del mar va más despacio que el reloj de la estación espacial. Es decir, el tiempo también se curva en presencia de una masa, otro punto más para Einstein, y otra prueba más de que la dimensión temporal y las espaciales tienen la misma naturaleza.

Share This:

Sirio oscurecido revela el cluster estelar Gaia I

Si has mirado al cielo alguna noche de las pasadas semanas, es probable que te hayas fijado en una estrella muy brillante cerca de la constelación de Orión. Esa estrella es Sirio, la estrella más brillante de todo el cielo nocturno, que es visible desde casi todas partes de la Tierra, excepto las regiones más septentrionales. Es, de hecho, un sistema estelar binario, y uno de los más cercanos a nuestro Sol, a solo ocho años luz de distancia.

Conocida desde la antigüedad, esta estrella desempeñó un papel clave para el control del tiempo y la agricultura en el Antiguo Egipto, ya que su regreso al cielo estaba relacionado con la inundación anual del Nilo. En la mitología griega antigua, representaba el ojo de la constelación de Canis Major, el gran perro que diligentemente sigue a Orión, el cazador.

 

La componente primaria de las dos estrellas que conforman el sistema, Sirio A, es una estrella blanca de la secuencia principal de tipo espectral A1V que cuenta con una temperatura superficial de 10000 K, siendo la séptima estrella más cercana respecto a nuestro Sol. Friedrich Bessel, en 1844, dedujo la presencia de una compañera, un objeto celeste muy tenue ahora llamado Sirio B o “el cachorro”, que fue observado casualmente por primera vez en 1862 por el constructor de objetivos astronómicos Alvan Graham Clark. Fue una de las primeras enanas blancas en ser descubiertas, del tipo DA2 y temperatura de unos 25200K.

Debido a ciertas irregularidades en la órbita del sistema Sirio formado por ambas estrellas, se ha sugerido la presencia de una tercera estrella, Sirio C, una presunta enana roja con un quinto de la masa del Sol y tipo espectral M5-9, en una órbita elíptica de seis años alrededor de Sirio A.

Estrellas brillantes como Sirio son una bendición y una maldición para los astrónomos. Su aspecto brillante proporciona mucha luz para estudiar sus propiedades, pero también eclipsa a otras fuentes celestiales que se encuentran en el mismo lugar. Esta es la razón por la cual Sirio ha sido enmascarado en esta imagen tomada por el astrónomo aficionado Harald Kaiser el 10 de enero desde Karlsruhe, una ciudad en el suroeste de Alemania.

Credits: H. Kaiser, January 2018

Una vez que se elimina el resplandor de Sirio, un objeto interesante se vuelve visible a su izquierda: el cúmulo estelar Gaia I, descubierto por primera vez el año pasado con datos del satélite Gaia de la ESA.

Gaia I es un grupo abierto, una familia de estrellas nacidas al mismo tiempo y unidas por la gravedad, y se encuentra a unos 15000 años luz de distancia. Su alineación casual junto a la cercana y brillante Sirio la mantuvo oculta a generaciones de astrónomos que han estado barriendo los cielos con sus telescopios en los últimos cuatro siglos. pero no para el ojo inquisitivo de Gaia, que ha estado trazando más de mil millones de estrellas en nuestra Vía Láctea.

H. Kaiser se enteró del descubrimiento de este grupo durante una charla pública sobre la misión Gaia y esperó celosamente a que el cielo se despejara para intentar obtener una imagen con su telescopio de 30cm de diámetro. Después de cubrir a Sirio con el sensor del telescopio, creando el círculo oscuro en la imagen, logró grabar algunas de las estrellas más brillantes del cúmulo de Gaia I.

Gaia I es uno de los dos cúmulos estelares desconocidos que se descubrieron al contar las estrellas del primer conjunto de datos de Gaia, que se lanzó en septiembre de 2016. Los astrónomos esperan con ansias el segundo lanzamiento de datos de Gaia, previsto para el 25 de abril, que proporcionará amplias posibilidades para nuevos y emocionantes descubrimientos.

Share This:

Electrónica espacial

El desarrollo de cargas útiles y sistemas de control de astronave avanzados depende de la disponibilidad de componentes de alto rendimiento y alta confiabilidad. Son en su mayoría de pequeño tamaño, pero indispensables: los componentes eléctricos, electrónicos y electromecánicos (EEE) son los componentes básicos de cualquier satélite.

El reto de la electrónica en las aplicaciones espaciales es sobrevivir al medio. El Space environment es vacío, no hay medio de transmisión, por lo que puedes dar portazos con la puerta de tu nave espacial todo lo que quieras, que nadie podrá oírte ya que la energía de vibración no irá a ninguna parte. Esta energía de vibración tiene que ser soportada por cada componente del nanoSat, y ser éste quien la disipe. Además de las posibles vibraciones, tenemos que contar con los umbrales de temperatura (desde el lanzamiento hasta la puesta en órbita la temperatura del satélite puede variar de un máximo a un mínimo unos 200ºC) y las altas tasas de radiación.

El entorno espacial está lleno de radiación. La radiación puede ser partículas atrapadas en los cinturones de Van Allen (protones, electrones e iones fuertes), viento solar (electrones y protones), partículas energéticas solares (protones, electrones e iones fuertes) provenientes de erupciones solares o eyecciones de masa coronal del Sol, y también de los rayos cósmicos (protones e iones fuertes). La radiación también varía según la órbita en la que se encuentre nuestro satélite, por lo que su electrónica debe estar adaptada también según esta: en el cinturón interior encontraremos principalmente protones, y en el exterior electrones. En las imágenes podemos ver cómo se mueve el campo magnético y la radiación según las órbitas LEO, MEO, HEO, GEO y Órbitas Polares.

Los efectos de la radiación del entorno espacial natural se pueden dividir en dos categorías: a largo plazo y a corto plazo. Los efectos a largo plazo tienen dos preocupaciones separadas: daño ionizante y no ionizante. Los efectos a corto plazo están relacionados principalmente con la ionización de partículas individuales y/o la formación de partículas secundarias. Debemos tener en cuenta que incluso los efectos a corto plazo pueden ser permanentes (es decir, eventos de partículas individuales destructivos).

¿Qué efectos produce la radiación?

Estos efectos se llaman TID (Total ionizing dose) o la acumulación de una dosis ionizante durante un largo tiempo, DD (displacement damage) o la acumulación de defectos en la red cristalina causados por alta energía de radiación y SEE (single event effects) o una alta carga de dosis ionizante a partir de una sola partícula de alta energía.

Los TID están causados principalmente por partículas atrapadas en los cinturones de Van Allen. La ionización crea cargas de pares electrón-hole. La carga positiva acumulada crea cúmulos de óxido lo que produce cambios en los parámetros del circuito y en última instancia este deja de funcionar.

Los DD están causados principalmente por partículas energéticas que provocan el desplazamiento de los átomos de silicio de su posición en la estructura cristalina, creando defectos. Lo que provoca que las propiedades eléctricas del dispositivo cambien.

Los SEE se clasifican en cuatro: single event upset (SEU), single event transient (SET), single event latchup (SEL) y single event burnout (SEB). El SEU es provocado por un choque interno de carga que causa un bit flip (cambia un bit de 0 a 1 o de 1 a 0) en un elemento de memoria o cambia el estado de un circuito lógico. El posible efecto no destructivo del SEU son la corrupción de la información en un elemento de memoria que se puede arreglar refrescando o retornando al valor principal. El posible efecto destructivo es que corrompa el microprocesador o un programa. A priori puede no parecer grave ya que quién se iba a preocupar de un solo bit cuando hay cientos de millones de ellos. Eso se pensaba hasta el caso Clementine (el satélite, no la fruta). Clementine fue lanzado en enero de 1994 para testear componentes tecnológicos y hacer observaciones científicas de la luna y asteroides cercanos a la tierra. En mayo de ese año el ordenador de a bordo principal envió un comando con SEU que causó la propulsión del sistema de control de actitud antes de romperse el ordenador. Desde Tierra se intentó rebootear el sistema, pero los tanques de combustible estaban vacíos ya y el satélite estaba girando muy rápido, lo que hizo imposible continuar con la misión. Como vemos un bit puede ser pequeño pero matón.

Por otra parte, el SET es un pico alto de voltaje que puede propagarse por las puertas lógicas y provocar fallos de sistema. Si este pico es capturado por un elemento de almacenamiento puede volverse un SEU también. El SEL se provoca con un flujo de corriente no intencional (y corto) entre componentes de un circuito integrado causando mal funcionamiento del circuito, lo que puede hacer el bit-flip permanente ya que corrompería el estado lógico. Aquí valdría con el viejo truco de apagar y volver a encender asegurándonos de que el circuito quede descargado en el proceso. Ya por último el SEB es un SEL descontrolado que provoca que se destruya el dispositivo. Este último es el peor de todos, porque el fallo que provoca es permanente.

¿Qué medidas hay contra la radiación?

La primera y la más obvia es escoger una órbita con un reducido nivel de radiación si es posible (sorprendente e innovador, ¿verdad?). También es importante asegurarnos de que el shielding del satélite pueda quitar gran parte de la radiación a los componentes electrónicos internos. Además, estos componentes deberían ser rad-hard (que soporten la radiación); esto se consigue con un proceso especial de fabricación de la electrónica como Silicon-On-Insulator. La forma más bonita desde el punto de vista técnico es desarrollar sistemas de correcciones de nivel o protección de la radiación por diseño. Esto se consigue, entre otras cosas utilizando detección de errores y corrección en la memoria (con bits de paridad o matrices de Hamming), con sistemas de triple redundancia (TMR) que son tres copias del mismo circuito con tres microprocesadores realizando los mismos cálculos y un pivote, y un watchdog de vigilancia para evitar fallos del procesador, restableciendo el sistema automáticamente si un error es detectado. Por último, la otra idea innovadora de apagar la fuente de alimentación cuando el satélite entra en una zona donde se espera una alta tasa de radiación.

 

Share This:

Despierta, Voyager

Imagina por un momento que dejas un coche en la calle 37 años sin moverlo. Tras ese tiempo intentas arrancarlo, ¿imposible, verdad? Esto lo ha conseguido la NASA este miércoles 29 de noviembre despertando a la sonda Voyager I con un encendido de sus propulsores apagados desde 1980.

La Voyager I, una sonda espacial de casi una tonelada, lanzada el 5 de septiembre de 1977 desde Cabo Cañaveral a bordo de un cohete Titan IIIE, es la única que ha salido del sistema solar y ha llegado al espacio interestelar. La nave ha conseguido encender con éxito cuatro pequeños propulsores que habían estado más de 37 años apagados. Esta operación permitirá que la sonda siga enviando datos de la región del espacio donde se encuentra, hasta ahora inexplorada, antes de perder definitivamente el contacto con la Tierra.

Júpiter visto desde la Voyager I. Credits Wikipedia

La misión original era visitar Júpiter y Saturno. Fue la primera sonda en proporcionar imágenes detalladas de los satélites de esos planetas. La misión extendida es localizar y estudiar los límites del sistema solar, incluyendo el cinturón de Kuiper y más allá, así como explorar el espacio interestelar inmediato, hasta fin de misión. El 25 de agosto de 2012, a poco más de 190000 millones de kilómetros del Sol (o 122 UA), la sonda dejó atrás la heliopausa, alcanzando el espacio interestelar.

Voyager I realizó sus primeras fotografías de Júpiter en enero de 1979 y alcanzó su máximo acercamiento el 5 de marzo de ese mismo año a una distancia de 278000 km. Acelerada por el campo gravitatorio del gigante de nuestro sistema, alcanzó Saturno el 12 de noviembre de 1980. En esta ocasión descubrió estructuras complejas en el sistema de anillos del planeta y consiguió datos de la atmósfera y de syu mayor satélite natural, Titán. Sacrificando su misión, los controladores de misión decidieron que realizara un segundo acercamiento a esta luna, lo que aumentó el impulso gravitatorio de la sonda, alejándola del plano de la eclíptica y poniendo fin a su misión planetaria. El 8 de noviembre de 1980 tras estas maniobras, comprobando la degradación de los cuatro propulsores, decidieron apagarlos. Nadie sabía si aún funcionarían.

La sonda utiliza los propulsores para despedir pequeñas llamaradas de fuego, que duran apenas unos milisegundos, que modifican la orientación de la sonda. En este caso, el objetivo de la NASA era dirigir la antena de la Voyager 1 hacia la Tierra. Como los propulsores principales de la sonda se fueron desgastando con el tiempo, los ingenieros del JPL comenzaron a buscar alternativas: despertar a los propulsores auxiliares, los TCM (Propulsores para Maniobras de Corrección de Trayectoria), de su letargo.

Tras el éxito de la prueba, está previsto enviar nuevas instrucciones a la Voyager 1 para que estos propulsores asuman el control de la orientación de la nave a partir de enero.

“Con estos propulsores que aún funcionan después de haber estado 37 años apagados, podremos alargar la vida de la Voyager 1 entre dos y tres años”, declara Suzanne Dodd, directora de la misión en el JPL. Se espera que la sonda se mantenga activa hasta 2025 aproximadamente. Será entonces cuando sus generadores de radioisótopos termoeléctricos no sean ya capaces de suministrar la energía suficiente.

Share This:

45P, el cometa extravagante

Comet 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková is captured using a telescope on December 22 from Farm Tivoli in Namibia, Africa. Credits: Gerald Rhemann

Cuando el cometa 45P pasó por la Tierra a principios de 2017, los investigadores que observaron desde el IRTF (InfraRed Telescope Facility, NASA) en Hawaii le dieron un profundo examen astronómico. Los resultados ayudan a completar los detalles cruciales sobre los hielos en los cometas de la familia Júpiter y revelan que el peculiar 45P no coincide con ningún cometa estudiado hasta ahora.

La instalación del Telescopio Infrarrojo de la Nasa (IRTF) es un telescopio de 3m optimizado para la astronomía infrarroja y localizado en el observatorio de Mauna Kea en Hawaii. Se construyó para dar soporte a las misiones Voyager  y ahora es la Instalación Nacional de Astronomía Infrarroja de USA, proporcionando apoyo continuo a aplicaciones planetarias, de vecindario solar y espacio profundo. El IRTF es operado por la Universidad de Hawaii bajo un acuerdo cooperativo con la NASA. Las reglas de asignación de tiempo del IRTF estipulan que el 50% de las observaciones se dediquen a ciencias planetarias.

El equipo de este IRTF, al igual que un médico que registra los signos vitales, midió los niveles de nueve gases liberados del núcleo helado en la delgada atmósfera del cometa o coma. Varios de estos gases suministran bloques de construcción para aminoácidos, azúcares y otras moléculas biológicamente relevantes. De particular interés fueron el monóxido de carbono y el metano, que son tan difíciles de detectar en los cometas de la familia Júpiter que solo han sido estudiados algunas veces anteriormente.

Todos los gases se originan en la mezcolanza de hielos, rocas y polvo que forman el núcleo. Se cree que estos hielos nativos tienen pistas sobre la historia del cometa y cómo ha estado envejeciendo.

“Los cometas conservan un registro de las condiciones del sistema solar primitivo, pero los astrónomos piensan que algunos cometas podrían preservar esa historia más completa que otros”, dijo Michael DiSanti, astrónomo del Goddard Space Flight Center de la NASA en Greenbelt, Maryland, y autor principal del nuevo estudio en el Astronomical Journal.

El cometa, oficialmente llamado 45P / Honda-Mrkos-Pajdušáková, pertenece a la familia de cometas Júpiter, orbitadores frecuentes que giran alrededor del Sol cada cinco o siete años. Se sabe mucho menos sobre los hielos nativos en este grupo que en los cometas de larga distancia de la nube de Oort.

Para identificar hielos nativos, los astrónomos buscan huellas digitales químicas en la parte infrarroja del espectro, más allá de la luz visible. DiSanti y sus colegas realizaron sus estudios utilizando el espectrógrafo de alta resolución iSHELL recientemente instalado en el IRTF en la cumbre de Mauna Kea. Con iSHELL, los investigadores pueden observar muchos cometas que solían considerarse demasiado débiles.

El rango espectral del instrumento permite detectar muchos hielos vaporizados a la vez, lo que reduce la incertidumbre al comparar las cantidades de diferentes hielos. El instrumento cubre longitudes de onda que comienzan en 1.1 micrómetros en el infrarrojo cercano (el rango de gafas de visión nocturna) hasta 5.3 micrómetros en la región del infrarrojo medio.

iSHELL también tiene un poder de resolución lo suficientemente alto como para separar las huellas infrarrojas que se juntan en la longitud de onda. Esto es particularmente necesario en los casos de monóxido de carbono y metano, ya que sus huellas en los cometas tienden a superponerse con las mismas moléculas en la atmósfera de la Tierra. La combinación de alta resolución de iSHELL y la capacidad de observar durante el día en el IRTF es ideal para estudiar cometas, especialmente los cometas de período corto.

Mientras observaba durante dos días a principios de enero de 2017, poco después del acercamiento más cercano al Sol 45P, el equipo realizó mediciones robustas de agua, monóxido de carbono, metano y otros seis hielos nativos. Para cinco hielos, incluido el monóxido de carbono y el metano, los investigadores compararon los niveles en el lado bañado por el sol del cometa con el lado sombreado. Los hallazgos ayudaron a llenar algunos vacíos pero también plantearon nuevas preguntas.

Los resultados revelan que 45P tiene un nivel tan bajo de monóxido de carbono congelado, que oficialmente se considera agotado. Por sí solo, esto no sería demasiado sorprendente, porque el monóxido de carbono se escapa fácilmente al espacio cuando el Sol calienta un cometa. Pero es casi tan probable que escape metano, por lo que un objeto que carezca de monóxido de carbono debería tener poco metano. 45P, sin embargo, es rico en metano y es uno de los cometas raros que contiene más metano que el hielo de monóxido de carbono.

Es posible que el metano quede atrapado dentro de otro hielo, por lo que es más probable que se quede. Pero los investigadores creen que el monóxido de carbono podría haber reaccionado con hidrógeno para formar metanol. El equipo descubrió que 45P tiene una proporción de metanol congelado mayor que el promedio.

Cuando tuvo lugar esta reacción, hay otra pregunta, una que llega al corazón de la ciencia de los cometas. Si el metanol se produjo en granos de hielo primordial antes de que se formara 45P, entonces el cometa siempre ha sido así. Por otro lado, los niveles de monóxido de carbono y metanol en coma podrían haber cambiado con el tiempo, especialmente porque los cometas de la familia Júpiter pasan más tiempo cerca del Sol que los cometas de la nube de Oort.

El equipo ahora está en el caso para descubrir cuán típicos podrían ser sus resultados entre cometas similares. 45P fue el primero de cinco cometas de período tan corto que están disponibles para estudiar en 2017 y 2018. En los talones de 45P se encontraban los cometas 2P / Encke y 41P / Tuttle-Giacobini-Kresak. El próximo verano y otoño es 21P / Giacobini-Zinner, y más tarde vendrá 46P / Wirtanen, que se espera que permanezca dentro de 10 millones de millas (16 millones de kilómetros) de la Tierra durante la mayor parte de diciembre de 2018.

Este es sólo el primero de los resultados de iSHELL que están por venir.  😛

Fuente: Nasa Goddar Space Flight Center

Share This:

ALMA descubre polvo frío alrededor de la estrella más cercana

Credits ESO

Próxima Centauri es la estrella más cercana a nuestro Sol. Se trata de una enana roja situada a aproximadamente 4,22 años luz de la Tierra, en la constelación de Centaurus. Está orbitada por Próxima b, un planeta templado del tamaño del nuestro descubierto en 2016; el exoplaneta más cercano a nuestro Sistema Solar. Pero hay más en este sistema que un simple planeta. Nuevas observaciones de ALMA revelan emisiones de nubes de polvo cósmico frío que rodea la estrella.

El autor líder de este nuevo estudio, Guillem Anglada, del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA, Granada, España) y del Consejo Superior de Investigación Científica (CSIC, España), explica la importancia de este descubrimiento: “El polvo alrededor de Próxima Centauri es importante ya que, siguiendo con el descubrimiento del planeta terrestre Próxima b, es el primer indicio de la presencia de un sistema planetario elaborado, y no sólo un planeta, alrededor de la estrella más cercana nuestro sol”.

Dentro de nuestro sistema solar, los planetas Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno se hallan situados entre los dos cinturones de polvo. Estos cinturones son restos de material que formaron parte de cuerpos mayores como, por ejemplo, los planetas. Las partículas de hielo y roca de estos cinturones tienen un tamaño que va desde menos de un milímetro hasta tamaños similares a asteroides, de varios kilómetros de diámetro.

El polvo parece estar en un cinturón que se extiende unos cuantos cientos de millones de kilómetros de Próxima Centauri y tiene una masa total cien veces menor que la terrestre. Se estima que este cinturón tiene una temperatura de unos -230ºC, tan frío como lo es el Cinturón de Kuiper en la región exterior de nuestro sistema solar.

También hay indicios en los datos de ALMA de otro cinturón de polvo incluso más frío, unas diez veces más alejado. Si se confirmará, la naturaleza del cinturón más exterior sería intrigante. Ambos cinturones están más alejados de Próxima Centauri que el planeta Próxima b, el cual orbita a 4 millones de kilómetros de la estrella.

Guillem Anglada explica las implicaciones del descubrimiento indicando que este resultado sugiere que Próxima Centauri podría ser un sistema con múltiples planetas, con una rica historia de interacciones que resultaron en la formación del cinturón de polvo. Futuros estudios podrían también aportar información que apuntase a las localizaciones de planetas adicionales aún sin identificar.

El sistema planetario de Próxima Centauri es también particularmente interesante pues hay planes -proyecto Starshot- para una exploración directa en el futuro del sistema, empleando microsondas conectadas a velas guiadas por láser. Un conocimiento de polvo que rodea la estrella es esencial para planificar dicha misión.

El co-autor Pedro Amado, también del Instituto de Astrofísica de Andalucía, explica que esta observación es justo el comienzo: “Estos primeros resultados muestran que ALMA puede detectar estructuras de polvo orbitando alrededor de Próxima. Futuras observaciones podrían darnos una imagen más detallada del sistema planetario de Próxima. En combinación con el estudio de discos protoplanetarios alrededor de estrellas jóvenes, muchos de los detalles del proceso que llevaron a la formación de la Tierra y del Sistema Solar hace 4.600 millones de años sería desvelados. ¡Lo que estamos viendo es justo el aperitivo comparado con lo que está por venir!”.

Credits Hubble

Share This:

Trappist-1 y los siete

Trappist-1

El telescopio espacial Spitzer de la NASA ha descubrierto el primer sistema solar de siete planetas similares a la Tierra alrededor de una única estrella. Tres de estos planetas se sitúan en zona habitable, el área alrededor de una estrella donde un planeta podría albergar agua líquida.

Este descubrimiento marca el récord más alto del número de planetas en zona habitable alrededor de una única estrella fuera de nuestro sistema solar. Cada uno de los siete planetas de Trappist-1, nombrado en honor del  Telescopio Pequeño para Planetas en Tránsito y Planetesimales (Trappist), podría contener agua líquida, la clave de la vida conocida, bajo las condiciones atmosféricas adecuadas, pero la probabilidad es mayor con los tres que se encuentran en la zona habitable.

El planeta habitable más cercano a la Tierra está orbitando en torno a la enana roja Próxima Centauri, la estrella más cercana al Sol, pudiendo estar cubierto por un gran océano. Lo más destacado de este acontecimiento es que por primera vez podremos observar la atmósfera de uno de estos posibles planetas habitables. En el sistema de Trappist-1 es posible que el Hubble pueda estudiar la existencia de la atmósfera en los planetas, pero gracias al lanzamiento del telescopio espacial James Webb en 2018 es probable que se pueda confirmar.

Ahora bien, ¿pueden estos planetas albergar vida? Con la tecnología actual es imposible conocer la respuesta, pero no debemos descartar que una estrella como Trappist, aún en su infancia, no pueda ver evolucionar la vida tal y como ha pasado en nuestro sistema.

Aliens_ToyStory

 

 

Fuente:

Share This:

La Luna gigante de noviembre

Estos días ha sido noticia la ‘Súper Luna’, una Luna un 14% más grande debido a que se encuentra en su perigeo.

Ayer pudimos fotografiarla gracias al cielo despejado que acompañó la noche brillante.

Superluna noviembre 2016

Share This: