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.

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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.

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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.

 

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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.

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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

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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

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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.

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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

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Nuestros primeros pasos en el espacio (I)

La primera nave espacial que voló alrededor de otro objeto del Sistema Solar fue la Luna 1 (Mechta en ruso, que significa sueño). El 2 de enero de 1959, la nave alcanzó la velocidad de escape de la Tierra y se puso rumbo a la Luna. La última fase entró en ignición a destiempo por un mal funcionamiento en el sistema de control en tierra, provocando que la sonda pasara a 5995 km de la superficie lunar. Así fue como la Mechta se convirtió en el primer satélite artificial que orbita entre la Tierra y Marte con una peculiar órbita de 450 días de periodo. A pesar de todo, el lanzamiento se consideró un éxito ya que fue la primera misión después de siete intentos previos que escapó de nuestro planeta. Y además, proporcionó nuevos datos hasta entonces desconocidos sobre el cinturón de radiación que rodea la Tierra, permitió descubrir que la Luna no tiene campo magnético y detectó el viento solar que emana del sol y recorre el sistema solar.

Después de esto, tocaba explorar los planetas cercanos a la Tierra: Venus y Marte. Rusia fue la primera en mandar sondas a ambos planetas; EEUU por el contrario estudiaba la Luna y el medio entre la Tierra y Venus con las misiones Pioneer y Ranger. El programa de exploración de Venus se puso en marcha después de dos intentos fallidos de enviar un par de sondas a Marte en octubre de 1960, intentando diseñar la primera nave y poner a punto el lanzador en un tiempo récord de tres meses.

Los rusos liderados por Serguéis Pávlovich Koroliov se propusieron aterrizar en Venus. Este objetivo no se pudo cumplir ya que no se conocían las propiedades de la atmósfera del planeta y las estimaciones fueron demasiado alentadoras. Diseñaron un lander preparado para ‘avenusizar’ en una hipotética superficie oceánica de Venus, incluyendo sensores para detectar el oleaje.  En esa nave, la Venus 1VA, metieron un mensaje: un disco con el emblema soviético en un lado y un diagrama del sistema solar en el otro, colocado en el interior de una Tierra metálica de 7 cm de diámetro que había sido diseñada para flotar. Así se lanzaron las primeras sondas a nuestro vecino. La primera, 1M, perdió su rumbo a 120 km de altura antes de caer en la Siberia oriental. La segunda, preparada con demasiada urgencia para su lanzamiento en solo 4 días, tuvo un fallo en la ignición tras 290 segundos de lanzamiento.

Los comienzos de la exploración planetaria fueron duros. Tras muchos fallos, las misiones rusas Venera (1961-1984) fueron las primeras sondas construidas por el hombre en entrar en la atmósfera de otro planeta: Venera 4 el 18 de octubre de 1967; y en aterrizar en otro planeta: Venera 7 el 15 de diciembre de 1970. Estas naves sólo funcionaron 23 minutos y 2h, Venus no era el paraíso mediterráneo que esperábamos. Parecía fácil, ¿verdad?

doraaventuraespacial

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La noche es oscura y alberga… estrellas.

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¿Alguna vez te has preguntado por qué el cielo nocturno es negro? Si salimos al campo una noche de Luna nueva, nos encontraremos con muchas estrellas rodeadas de un manto oscuro, negro, viendo así que la mayoría del espacio es oscuridad. ¿Cuál es el motivo de esta oscuridad? Aunque parezca una pregunta trivial, fue formulada durante siglos sin una explicación convincente.

Durante la edad media, en Occidente, reinaba el pensamiento aristotélico. En su cosmología, la imperfecta Tierra estaba situada en el centro del Universo (por aquel entonces el Sistema Solar). Estaba compuesta por cuatro elementos: tierra, aire, fuego y agua, cada uno de los cuales buscados en los planetas concéntricos, pero dedujo que la Tierra tenía que ser inamovible. Se pensaba que el cielo era una serie de esferas de cristal que albergaban los planetas. De la última esfera pendían las estrellas. Por aquel entonces, preguntarse por qué el cielo era negro era un obviedad: el Universo es finito y hay una cantidad finita de estrellas, las estrellas fijas.

En 1543 Copérnico publicó su modelo en el cual el Sol estaba en el centro. En el paso del modelo geocéntrico al heliocéntrico la esferas perdieron su función de arrastrar en su movimiento a los planetas y las estrellas. Y así, en 1576 Digges propuso la idea de un espacio ilimitado repleto de estrellas a diferentes distancias. A finales del siglo XVII, Giordano Bruno, especuló sobre la infinitud del Universo donde las estrellas eran soles parecidos al nuestro, posiblemente con planetas habitados como la Tierra. A principios del siglo XVIII esta idea ya era la predominante.

Con la publicación de Principia de Newton en 1687, donde se unificaron los descubrimientos de la mecánica terrestre de Galileo con las leyes de Kepler,  llegó el fin de la teoría geocéntrica y las esferas. Para Newton y su Gravitación Universal, los movimientos de los astros los causaba la fuerza de la Gravedad. Esta idea no encajaba con la teoría de que el Universo es infinito; como la fuerza de la Gravedad es una fuerza atractiva, si el Universo fuese finito tendería a colapsar sobre su centro de masas. Para evitarlo, el Universo debía ser infinito y la materia estar repartida de forma uniforme, para anular las fuerzas y oponerse así al colapso, careciendo éste de centro de masas.

Esta teoría generaba una paradoja: si hay infinitas estrellas, por qué vemos un cielo oscuro en lugar de ver un cielo luminoso, repleto de estrellas. De esta forma, mirásemos donde mirásemos en el cielo, habría una estrella. Edmond Halley propuso que la luz se debilitaba con la distancia pero esto no daba explicación al fenómeno. Jean-Philippe Loys de Cheseaux propuso que Universo estaba lleno de éter, y este éter absorbía parte de la luz que nos llegaba de las estrellas. Fue Olbers quien popularizó el problema y divulgó la solución de De Cheseaux, y por ello se le conoce como la paradoja de Olbers, aunque éste no aportó ninguna otra solución.

A finales del XVIII tomaba fuerza una visión del Universo formado por una estructura finita, aplanada y en rotación que contendría a todas las estrellas, llamada Galaxia. La rotación de la Galaxia impediría el colapso de las estrellas por la acción de la fuerza centrífuga. Puesto que la Galaxia era finita, contendría un número finito de estrellas, permitiendo que la noche fuera negra.

La solución de la paradoja realmente no la encontró un astrónomo, fue el poeta Edgard Allan Poe. Su solución se basaba en que: la velocidad de la luz esfinita, y  todavía no recibimos la luz de las estrellas más lejanas y jóvenes. Esto implica que el Universo tuvo un principio. Hoy sabemos que Poe estaba en lo cierto.

La solución de la paradoja de Olbers nos dice que el Universo es infinito pero que tuvo un principio. Esto nos lleva a que con el tiempo la noche será menos oscura, y albergará menos horrores.

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