La Singularidad Desnuda

Un universo impredecible de pensamientos y cavilaciones sobre ciencia, tecnología y otros conundros

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Detectada una atmósfera de carbono en una joven estrella de neutrones

Publicado por Carlos en noviembre 7, 2009

Cassiopeia A supernova remnant

NASA/CXC/MIT/UMass Amherst/M.D.Stage et al.

Casiopea A es un objeto fascinante. Se trata de una estrella de neutrones remanente de una supernova que tuvo su origen a unos 3,3-3,7 kpc de distancia de la Tierra, hace unos 300 años (se piensa el evento podría corresponderse con registros históricos de 1680). La imagen superior muestra restos de material en expansión a una velocidad de unos 4 000 km/s y a temperaturas de unos 30 millones de kelvins. La onda de choque de la nube de material distorsiona las líneas de campo magnético, creando una especie de acelerador de partículas natural que convierte a Casiopea A en la radiofuente más intensa del firmamente (fuera del Sistema Solar).

Con todo, lo más interesante está en el interior de la nube. Se trata de una jovencísima estrella de neutrones que ofrece una ventana de observación única a la infancia de este tipo de objetos astronómicos. Utilizando dos conjuntos de datos recopilados por el Observatorio de Rayos X Chandra relativos al espectro de emisión de Casiopea A, Wynn C. G. Ho (de la Universidad de Southampton) y Craig O. Heinke (de la Universidad de Alberta) han realizado un estudio de la posible composición atmosférica de esta estrella de neutrones. Quien haya tenido ocasión de leer la fantástica “Huevo de Dragón” de Robert L. Forward recordará como los cheela habitaban la superficie de una estrella de neutrones rodeada de una milimétrica atmósfera compuesta fundamentalmente de hierro. Este tipo de atmósfera es el que se puede esperar en estrellas de neutrones maduras, pero no se corresponde con las características de Casiopea A. Ho y Heinke han considerado diferentes composiciones atmosféricas tales como carbono, helio, nitrógeno, oxígeno, e hidrógeno, así como un modelo de cuerpo negro. Los resultados los exponen en un trabajo titulado

publicado en Nature. Como indica el título del trabajo, la conclusión es que Casiopea A está rodeada de una finísima atmósfera de carbono (de unos 10 cm, pero con la densidad del diamante). Una atmósfera de estas características es consistente con el espectro observado, y a diferencia de otras composiciones atmosféricas sugiere que la superficie no tendría pequeñas regiones calientes, sino que la región de emisión superficial sería comparable al tamaño de la estrella (~12-15 km, lo que encaja muy bien con el tamaño predicho de unos 10-14 km). En otras palabras, no habría variación en la emisión a medida que la estrella rota, y por eso no se observarían pulsaciones, nuevamente de manera consistente con los datos.

Estructura de Casiopea A

Credit: X-ray: NASA/CXC/Southampton/ W. Ho et al.; Illustration: NASA/CXC/M.Weiss

Dependiendo de la distancia exacta a la que Casiopea A se encuentre, pueden obtenerse estimaciones de su temperatura y masa (que en el primer caso corresponden a temperaturas medias superficiales, a diferencia de los púlsares, en los que la temperatura medida es la de la región caliente, y por lo tanto una cota superior de la temperatura superficial). Dicha temperatura ronda los 1,8 millones de kelvins, y la masa de la estrella está acotada en 1,5-2,4 masas solares. La temperatura en las capas por debajo de la superficie puede superar los 100 millones de kelvins, lo que significaría que los materiales que por acrecimiento caigan en la estrella estarían sujetos a combustión nuclear (lo que acabaría con el hidrógeno en menos de un año, y con el helio en menos de un siglo). Entre diez mil y un millón de años en el futuro, la temperatura habrá bajado lo suficiente para que empiece a formarse una atmósfera de materiales ligeros.

Otra interesante propiedad de Casiopea A es la ausencia de un campo magnético fuerte. Queda por ver si el campo magnéticode la estrella progenitora está de alguna forma atrapado en el interior de la estrella de neutrones y emergerá en el futuro, o si de alguna forma esta baja actividad magnética es una propiedad permanente de esta estrella de neutrones. En ese caso podría haber un gran número de estrellas de neutrones análogas ocultas en el firmamento. Fascinante.

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Sumidero galáctico

Publicado por Carlos en diciembre 19, 2008

Circling the drain

Un par de noticias recientes sobre el agujero negro central de la Vía Láctea aquí y aquí.

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Mapa Logarítmico del Universo

Publicado por Carlos en octubre 1, 2008

A colación de la viñeta de Randall Munroe sobre el Universo observable, y siguiendo algunos comentarios en el foro de Xkcd, he llegado a un artículo de J. Richard Gott III y colaboradores, titulado

publicado en 2005 en el Astrophysical Journal. Se trata posiblemente del trabajo en el que Randall Munroe se inspiró para su genial viñeta, ya que en él se analiza cómo podría realizarse un mapa a escala de todo el Universo visible, de manera que -al igual que ocurre con los mapas terrestres- preserve a pequeña escala las formas, mostrando a la vez todo el rango de distancias astronómicas (desde el espacio local, cercano a la Tierra, hasta los objetos situados a escala cosmológica como los quasars). Precisamente Gott et al. comienzan su trabajo haciendo un recorrido por algunas de las proyecciones típicamente usadas en los mapas terrestres, como la proyección de Mercator, la de Lambert o la de Hammer. A partir de ahí, pasan al contexto astronómico, y estudian como realizar una proyección conforme (que preserve los ángulos localmente) sobre un plano bidimensional de una esfera 3D de escala cosmológica. La disparidad de distancias la solventan mediante el empleo de una escala logarítmica, gracias a la cual se pueden representar en el mismo mapa objetos situados desde unos pocos miles de kilómetros de la Tierra hasta a gigaparsecs de distancia (o miles de millones de años en el pasado). Esto es algo que podía verse también en la famosa película (basada en un libro anterior) “Potencias de diez“, aunque ahí se tratara más de un artefacto visual que de una estrategia de proyección. Gott et al. consiguen además la conformidad de la proyección, mediante el empleo de coordenadas polares basadas en distancias propias y ascensión recta. El resultado es, como puede verse a continuación, espectacular (pulsar sobre el mapa para verlo en más alta definición).

Complete Map of the Universe (Gott et al., 2005, ApJ, 624, 463)

Mapa Completo del Universo (Gott et al., 2005, ApJ, 624, 463)

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Calculadoras vintage: Y Chandrasekhar tomó su Brunsviga

Publicado por Carlos en septiembre 1, 2008

Vintage Calculators es una web con información sobre calculadoras antiguas, esos dispositivos que tanto nos facilitaron la vida durante el siglo XX. Acostumbrados como estamos a dispositivos programables con capacidades gráficas (cuando no directamente a ordenadores de bolsillo en los que la calculadora es una mera aplicación más), y a pesar de que todavía no es extraño encontrarse por ahí con calculadoras financieras, o con enormes (y simples) calculadoras de sobremesa como producto de mercadotecnia, resulta evocador contemplar los vetustos -pero eficacísimos- dispositivos de cálculo de otros tiempos. La web tiene una extensa colección fotográfica de modelos de todo tipo, ordenados alfabéticamente. También hay descripciones más extensas de modelos destacados en diferentes categorías: calculadoras mecánicas, de sobremesa, de bolsillo, no decimales, y compañías fabricantes. De entre todas éstas, me ha llamado la atención la descripción de un modelo concreto: la Brunsviga 10.

Calculadora Brunsviga 10

Calculadora Brunsviga 10 (credit: Nigel Tout)

Esta calculadora es un dispositivo mecánico que se usó fundamentalmente a lo largo de los años 30. Fue precisamente una calculadora de esta marca (y presumiblemente este mismo modelo a juzgar por las fechas, aunque no he podido encontrar información más precisa al respecto) la que empleó Chandrasekhar en la resolución numérica de las ecuaciones de estado para enanas blancas de diferentes tamaños. Esto nos da una mejor idea de la magnitud del trabajo que tuvo que llevar a cabo. La Brunsviga 10 era un aparato similar a una de esas antiguas cajas registradoras, con un acumulador de 10 dígitos, un peso de 3 kg y el tamaño de un maletín. A pesar de que para la época era un dispositivo que se puede considerar puntero (por cierto, el logo de la compañía tiene un aspecto deliciosamente retrofuturista), es fácil comprender lo pesado que debió ser el proceso de cálculo que Chandrasekhar llevó a cabo, sobre todo si vemos uno de los agradecimientos que incluyó en su artículo:

“Estoy en deuda con el Dr. Comrie y con el Sr. Sandler por el préstamo de una copia manuscrita de una tabla de sinh-1 x con siete dígitos significativos.”

Dado el coste de realizar los cálculos, Chandrasekhar dejó a su vez tablas manuscritas de los mismos en la biblioteca de la Royal Astronomical Society. Hay que añadir que la Brunsviga era propiedad de Eddington, que no sólo se la prestó a Chandrasekhar, sino que acudió muchas veces a visitarlo e interesarse por el desarrollo de los cálculos. Éste fue uno de los motivos -quizás el principal- por los que el posterior y sorpresivo ataque de Eddington a los resultados de Chandrasekhar provocó a este último una profunda tristeza e irritación.

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Objetos hipercompactos: Chandrasekhar destapa la caja de Pandora

Publicado por Carlos en agosto 20, 2008

Subrahmanyan Chandrasekhar

Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995)

Corría el verano de 1930 cuando un joven indio licenciado en física emprendió el viaje en barco desde Madrás a Southampton, en su camino para incorporarse como estudiante de doctorado a la Universidad de Cambridge. Se trataba de Subrahmanyan Chandrasekhar, que gracias a una beca del gobierno indio podría realizar su tesis doctoral bajo la supervisión del prestigioso físico británico Ralph H. Fowler (yerno por cierto de Ernest Rutherford). El joven Chandrasekhar estaba fascinado por la física estelar, y por cómo la mecánica cuántica había conseguido dar cuenta de uno de los problemas con los que físicos y astrónomos se habían visto enfrentados hasta apenas un lustro antes: la estabilidad de las enanas blancas. La evidencia obtenida mediante observación astronómica indicaba que las enanas blancas poseían una gran densidad, que se suponía soportada gracias a la agitación térmica del gas. Sin embargo, una vez que la estrella se fuera enfriando y la agitación térmica se redujera, la estrella debería contraerse aparentemente sin límite, lo que no tenía ningún sentido en aquella época.

La solución a este rompecabezas la daría el mencionado R.H. Fowler cuando mostró como un efecto cuántico entraba en juego deteniendo la implosión: el principio de exclusión de Pauli impide que dos fermiones ocupen el mismo estado cuántico, por lo que a medida que la estrella se contrae los electrones presentes en el plasma ven limitados sus movimientos a cubículos cada vez más pequeños. Esto implica que sus movimientos se hace cada vez más rápidos (conclusión a la que se puede llegar bien a través del principio de incertidumbre de Heisenberg, o a través de la dualidad onda-partícula, asumiendo una longitud de onda del orden del tamaño del cubículo), lo que resulta en una presión adicional (adecuadamente denominada de “degeneración electrónica”) que sustentaba a la estrella frente a su gravedad.

El joven Chandrasekhar decidió ocupar las casi tres semanas de viaje en barco en estudiar los detalles de la solución de Fowler, y lo que podía derivarse de la misma en relación a la estructura de la enana blanca (i.e., como iría variando la densidad y presión en función de la profundidad). Aplicando lo que se conocía para las estrellas de la secuencia principal, Chandrasekhar obtuvo un resultado que le inquietó: en enanas blancas lo suficientemente masivas la densidad sería tan elevada que los electrones se moverían a velocidades relativistas. En estas circunstancias ya no se podía aplicar un enfoque clásico, y había que intentar meter en el juego a la relatividad especial. La conclusión de los nuevos cálculos arrojó un resultado inesperado: en el caso de las enanas blancas poco masivas los efectos relativistas podían ser ignorados y se encontraba un punto de equilibrio entre gravedad y presión de degeneración electrónica que suponía la estrella tendría un radio inversamente proporcional a la raíz cúbica de su masa; sin embargo, en el caso relativista la presión de degeneración disminuye, ya que los electrones necesitan cada vez más energía para aumentar su velocidad. En el límite (cuando los electrones se mueven a velocidades cercanas a la de la luz) hay una masa crítica por encima de la cual la presión de degeneración no es capaz de sostener a la estrella frente a su propio peso. Hoy denominamos a esa masa crítica el límite de Chandrasekhar, y su valor es de entorno a 1.4 masas solares.

Concepción artistica de la superficie de la enana blanca h1504+65

Concepción artística de la superficie de la enana blanca h1504+65

Este resultado era perturbador, fundamentalmente por lo que implicaba en relación a las estrellas que llegaran a su etapa final con una masa superior a este límite. Una implosión sin límite era algo simplemente absurdo para la mentalidad de la época. A pesar de esto, Chandrasekhar consiguió publicar su análisis en un artículo titulado

que apareció en 1931 en el Astrophysical Journal. La comunidad científica hizo sin embargo oídos sordos al mismo, y no sería hasta cuatro años más tarde, después de que Chandrasekhar hubiera finalizado su tesis doctoral en un área relacionada pero diferente (politropos rotatorios), que retomaría este tema. Lo hizo además de manera espectacular por la ingente cantidad de trabajo que tuvo que llevar a cabo para profundizar en su análisis: resolvió numéricamente las ecuaciones de estado para un conjunto de diez enanas blancas de diferentes densidades centrales (hay que recordar que en 1935 no había computadores para hacer los cálculos numéricos, sino únicamente toscas calculadoras mecánicas manuales). Los resultados fueron publicados en un artículo aparecido en las Monthly Notices of the Royal Astronomical Society que llevaba por título

El límite de masa quedaba claramente vindicado: las simulaciones numéricas producían enanas blancas de masa inferior a la masa crítica. No obstante, seguía estando en el aire qué ocurría con las estrellas de masa superior. Este fue precisamente el flanco débil por el que el ilustre Arthur S. Eddington, haciendo acopio de principio de autoridad, se negó a aceptar el resultado de Chandrasekhar. Para él era preferible conjeturar la existencia de algún mecanismo que compensara la pérdida relativista de presión de degeneración (y que de este modo permitiera la existencia de enanas blancas de masa arbitraria), a admitir que pudiera darse una implosión sin límite. Su preeminencia en la comunidad física era tal, que su oposición puramente filosófica a los resultados de Chandrasekhar eclipsó la evidencia matemática que sustentaba a estos últimos.

En el debe de Sir Arthur quedará para la posteridad el haber “quemado” tanto al joven Chandrasekhar como para hacerle cambiar de área de investigación. En cualquier caso, podemos imaginar que de manera similar a como hiciera Galileo siglos atrás, Chandra se despidiera con un “Y sin embargo, implosiona”.

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Nuevos datos sobre la distribución de antimateria en el Universo

Publicado por Carlos en agosto 13, 2008

El Cúmulo Bala (1E 0657-56) es uno de los objetos más formidables del Universo conocido. Se trata de dos cúmulos galácticos en colisión, situados a 3800 millones de años-luz y con una masa combinada de 6·1015 masas solares. Como se puede apreciar en la imagen inferior, 1E 0657-56 exhibe una característica estructura en forma de arco en su parte derecha, resultado de la onda de choque producida cuando el gas a 70 millones de grados del subcúmulo atravesó hace 150 millones de años el gas a 100 millones de grados del centro del cúmulo principal, a una velocidad de poco menos del 1% de la velocidad de la luz. Este ha sido el evento más energético del que se tiene constancia desde el Big Bang. También ha sido la mejor evidencia hasta la fecha de la existencia de materia oscura: durante la colisión las estrellas no se ven prácticamente afectadas (más allá de las perturbaciones gravitatorias), pero el gas caliente emite grandes cantidades de rayos X y se ve frenado por la fricción; por su parte, la materia oscura no interactúa consigo misma ni con la materia ordinaria excepto por la gravedad, por lo que se mueve por delante del gas caliente, creando un efecto de lente gravitatoria que puede medirse. En la imagen inferior se muestra en rojo el gas caliente y en azul la distribución de materia oscura.

Credit: X-ray: NASA/CXC/CfA/M.Markevitch et al.; Optical: NASA/STScI; Magellan/U.Arizona/D.Clowe et al.; Lensing Map: NASA/STScI; ESO WFI; Magellan/U.Arizona/D.Clowe et al.

Aparentemente no sólo podemos obtener información sobre la materia oscura a partir de 1E 0657-56, sino que también podemos refinar nuestras estimaciones sobre la distribución de antimateria en el Universo. Es bien sabido que existe una asimetría en la cantidad de materia y antimateria presente en el Universo. Si durante la era GUT hubiera habido una simetría perfecta, la aniquilación entre partículas/anti-partículas hubiera resultado en un universo inundado de energía y con poca materia bariónica. Se han postulado diferentes mecanismos por los que la simetría pudo romperse en esta era primordial, al margen de lo cual la determinación empírica de la distribución de antimateria en el Universo sigue siendo un problema observacional. A pequeña escala, sabemos que en el Sistema Solar no hay cantidad significativa de antimateria: hemos establecido contacto directo con varios cuerpos del Sistema Solar, sin rastro de aniquilación. Más aún, el viento solar barre todo el sistema, y no se han detectado trazas de rayos gamma que indicaran el encuentro de materia y antimateria. A escala un poco más grande, los rayos cósmicos galácticos por un lado no muestran señal de antimateria en proporción superior a una millonésima. Por otro lado, una hipotética estrella de antimateria barrería el gas interestelar, produciendo nuevamente trazas de aniquilación. La evidencia experimental indica que no debe haber más de 1 entre 10,000 antiestrellas, cota que se ve notablemente reducida si se tiene en cuenta que los restos de la combustión de la antiestrella interactuarían con el medio interestelar dejando nuevas trazas, y éstas indican que la proporción de antimateria en la galaxia es inferior a 10-15. Para proceder a escalas más grandes es preciso estudiar la colisión de galaxias, y más precisamente la relación entre el flujo de rayos X (producido por la fricción del gas) y el flujo de rayos gamma (producido por la aniquilación).

Credit: Gary Steigman, ArXiV astro-ph 0808.1122

El análisis de 55 cúmulos galácticos con alta emisión de rayos X indica que la proporción de antimateria en una escala de 1015 masas solares o unos pocos megaparsecs está acotada superiormente (no toda la radiación gamma ha de ser debida a aniquilación) por un valor que varía entre 5·10-9 y 10-6 (triángulos rojos en la figura superior) Para ir más allá y estimar la densidad de antimateria a mayor escala es necesario encontrar objetos de mayor magnitud, como los cúmulos en colisión del Cúmulo Bala. Esto es precisamente lo que ha hecho Gary Steigman, de la Ohio State University, en un trabajo titulado

recién disponible en ArXiv (la figura superior está tomada de dicho trabajo). El análisis del flujo de rayos X y rayos gamma de este objeto permite obtener estimaciones en la escala de los 20 Mpc, resultantes en una fracción estimada de antimateria de 3·10-6. Esta cota es más débil que la obtenida para los cúmulos individuales, pero sugiere en cualquier caso que el Cúmulo Bala está formado íntegramente de materia. Si hay antimateria en cantidades significativas en el Universo ha de estar en regiones separadas de la materia por distancias en el orden de decenas de Mpc.

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Chandra detecta una superburbuja en formación

Publicado por Carlos en septiembre 7, 2007

La Pequeña Nube de Magallanes, situada a unos 200,000 años-luz de distancia, contiene una pequeña región denominada LHa115-N19 (N19 para abreviar), en la que se ha identificado la presencia de varios restos de supernovas. Dichos restos están formados por el material estelar expelido a enorme velocidad (hasta un 1% de la velocidad de la luz) cuando se produce una supernova. Al colisionar con el material interestelar circundante se genera una formidable cantidad de energía que calienta el gas a varios millones de grados, y barre el espacio correspondiente generando una cavidad de densidad muy baja en relación al promedio interestelar.

N19 complex
Credit: NASA/CXC/UIUC/R.Williams et al.; Optical: NOAO/CTIO/MCELS coll.; Radio: ATCA/UIUC/R.Williams et al.

Un fenómeno de este tipo es el que se ha identificado en N19, con la peculiaridad de que en este caso son varias las supernovas cuyos restos se están expandiendo en una región muy pequeña, y cuya unión dará lugar a la creación de una superburbuja. El análisis ha sido realizado por Rosa Williams -de la Universidad de Illinois en Urbana-Champaign- y colaboradores en un trabajo titulado

presentado en una reunión de la American Astronomical Society, y bajo revisión en el Astrophysical Journal. En él Williams et al. postulan la existencia de una asociación OB (un grupo de entre 10 y 100 estrellas de clase O y B cuyo origen es común, pero sin vínculos gravitatorios) que contendría entre 29 y 33 estrellas de más de 25 masas solares. La expansión de los restos de supernovas identificados darían lugar a la formación de una superburbuja en una escala de tiempo de 300,000 años desde la primera supernova.

superbubble2.jpg
Credit: NASA/CXC/UIUC/R.Williams et al.; Optical: NOAO/CTIO/MCELS coll.; Radio: ATCA/UIUC/R.Williams et al.

La formación de este tipo de cavidades no es un fenómeno extraordinario. De hecho nuestro sistema solar está ahora atravesando la denominada Burbuja Local, y más precisamente la Nube Interestelar Local, una región de dicha burbuja de densidad ligeramente mayor que se formó en la confluencia de la Burbuja Local y la Burbuja Loop-I. Hay que señalar que esta nube tiene una densidad de 0.1 átomos de hidrógeno por cm3, lo que es relativamente baja y permite que el campo magnético del Sol la mantenga a raya. Sin embargo, nos encontramos también en la línea de tiro del complejo Sco-Cen, que emite filamentos de mayor densidad y que eventualmente podrían provocar efectos negativos sobre el campo magnético solar (y por lo tanto sobre el influjo de rayos cósmicos sobre la Tierra), con las consecuencias impredecibles que tendría para la vida.

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El sargento que detectó un púlsar antes que los astrónomos

Publicado por Carlos en agosto 29, 2007

Ya hemos hablado en alguna ocasión de los púlsares, estrellas de neutrones en rotación que constituyen una suerte de faro cósmico, emitiendo haces de radiación que nos enfocan (si tenemos la suerte de estar alienados con ellos) con precisa regularidad. El avistamiento del primer púlsar fue descrito de manera formal en la literatura científica por Antony Hewish y colaboradores en febrero de 1968, lo que más tarde le valdría el Premio Nobel al primero no sin cierta polémica, ya que el avistamiento fue realizado en la práctica por Jocelyn Bell Burnell, coautora con Hewish del artículo y que era entonces estudiante de doctorado bajo la supervisión de aquél. A esta polémica se le añaden otras anécdotas -más o menos comunes en este tipo de descubrimientos- sobre otros investigadores que pudieron haber detectado púlsares con antelación, pero que los ignoraron atribuyendo la observación a errores en el equipamiento, o a otras causas. A estas anécdotas hay que sumar una especialmente curiosa, como es que un sargento del ejército de los EE.UU. pudo no sólo haber detectado púlsares con anterioridad a Hewish et al., sino que realizó una investigación por su cuenta sobre los mismos, y tomó notas sobre las observaciones.

Crab NebulaLa historia es la de Charles Schisler, que durante el verano de 1967 servía en una estación de radar en Alaska, integrada en el Sistema de Alerta Temprana de Misiles Balísticos, y destinada a detectar cualquier señal de un ataque soviético proveniente de Siberia. El sargento Schisler detectó una tenue señal en el radar que aparecía cada día y 4 minutos más temprano cada vez. Aquí es donde entra la casualidad de que el sargento Schisler hubiera sido navegador de bombardero, y supiera que ése es un efecto que sobre el firmamento tiene la traslación de la Tierra. Armado de paciencia e interés, localizó el origen de la fuente: la Nebulosa del Cangrejo, remanente de una supernova a 6,300 años-luz de distancia, y en la que hoy sabemos que hay un púlsar. Con interés renovado, y con la casualidad adicional de que debido al propósito con el que fue construido, el sistema de radar que manejaba estaba pensado para detectar fuentes pulsantes de radiofrecuencia, el sargento Schisler confeccionó un meticuloso cuadernillo de notas con todas sus observaciones, y sólo ahora que el sistema de alerta temprana en la estación de radar en la que sirvió ha sido puesto fuera de funcionamiento, ha hecho pública la historia, ya desclasificada.

La anécdota -asumiendo su veracidad, lo que en principio no parece descabellado- no tiene en sí misma más valor que el de otras situaciones parecidas (aunque personalmente la encuentro más divertida) y además tampoco se habría anticipado en mucho (apenas unos meses) el descubrimiento formal de los púlsares. No obstante, se muestra una vez más que en la famosa formula del éxito científico -atribuida a Edison, y compuesta por una discutible proporción de transpiración e inspiración- quizás habría que hacer un hueco para una pequeña parte de serendipiedadserendipia.

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¿Produce la radiación cósmica extragaláctica ciclos de extinción masiva en la Tierra?

Publicado por Carlos en agosto 7, 2007

Uno de los aspectos más interesantes del desarrollo en la vida en la Tierra son las extinciones masivas, y sobre todo el hecho de que éstas se sucedan de manera bastante regular. Llega a darse el caso de que la relación entre la magnitud de estas extinciones masivas y el lapso de tiempo entre las mismas se ajusta bastante bien a una ley de potencias. Esta es una de las marcas características de numerosos sistemas complejos, lo que en principio es consistente con que dichas extinciones sean la consecuencia necesaria de la dinámica del sistema. En otras palabras, las causas de las extinciones serían locales o internas al sistema. Hay que decir que obviamente esto no es muy clarificador mientras no se definan exactamente las fronteras de este último: ¿la biomasa terrestre, el planeta entero, el Sistema Solar, …? En relación a esta cuestión hay que tener en cuenta que frecuentemente se han achacado las extinciones masivas (o al menos alguna de ellas) a eventos tales como impactos de meteoritos, supernovas, o estallidos de rayos gamma.

Indudablemente el tipo de fenómenos mencionado anteriormente puede y debe tener influencia en la dinámica de la vida terrestre, pero resulta un tanto forzado recurrir a eventos externos de aparición esencialmente impredecible para dar cuenta de una aparente periodicidad. De hecho, el registro fósil muestra picos de biodiversidad con una frecuencia de 62±3 Ma (millones de años) durante los últimos 542 Ma. ¿Existe algún proceso de esta periodicidad que pudiera dar cuenta de las extinciones masivas? Según Mikhail V. Medvedev y Adrian L. Melott, de la Universidad de Kansas, sí lo hay: las oscilaciones del Sistema Solar con respecto al plano galáctico. Está hipótesis la presentan en un artículo titulado:

que ha sido publicado en el Astrophysical Journal. La idea básica es que alrededor de la galaxia se produce un fenómeno análogo a la heliopausa en nuestro sistema solar: hay un “viento galáctico” (similar al viento solar), y se produce un shock de terminación en la interfaz de este viento galáctico y el medio intergaláctico. Dicho shock de terminación es una fuente de radiación cósmica extragaláctica, de cuyo efecto estamos protegidos al encontrarnos en zonas cercanas al plano galáctico gracias al apantallamiento del campo magnético de la galaxia. Sin embargo, el Sol oscila con respecto al plano galáctico con una periodicidad de 63.6 Ma. En el momento en que la fase de la oscilación nos sitúa en una posición más alejada del plano, estamos más desprotegidos.

galactosphere (credit: M.V. Medveded & A.L Melott; (c) - ApJ)
Credit: M.V. Medvedev & A.L. Melott – Astrophysical Journal

Lo anterior no es sin embargo toda la historia ya que de ser así, los ciclos serían de unos 32 Ma. La clave está en que hay una anisotropía a gran escala. La geometría de la zona de shock y del apantallamiento magnético está determinada por la disposición de las galaxias en el Grupo Local. Nuestro clúster de galaxias está a su vez inmerso en un superclúster cuyo núcleo está formado por el clúster de Virgo. Para dar una idea de la magnitud de éste último, su masa es unas 10,000 veces la de la Vía Láctea, y su volumen es aproximadamente 1,000 veces mayor. Con respecto al clúster de Virgo, el centro de masas del grupo local está al Sur galáctico, por lo que la fase más crítica en relación a la radiación extragaláctica que permea el superclúster local se produce cuando el Sol está al Norte Galáctico. En ese momento, la Tierra está expuesta a un baño de radiación que puede afectar al clima global, a la capa de ozono, a las tasas de mutación de los seres vivos, etc. De hecho, los ciclos que se observan datos disponibles en el registro fósil en relación a la biodiversidad coinciden muy bien con el flujo de rayos cósmicos que predice el modelo astrofísico, tal como se observa en la figura inferior, obra de los autores del trabajo y extraída de la versión preliminar del mismo.

Biodiversity vs. CR flux (credit: M.V. Medveded & A.L. Melott; (c) Astrophysical Journal)
Credit: M.V. Medvedev & A.L. Melott – Astrophysical Journal

La hipótesis es atractiva, pero depende de la corrección de los modelos astrofísicos que describen el flujo de radiación cósmica extragaláctica que recibimos. A medida que se profundice en nuestro conocimiento sobre los mismos es posible que el argumento de Medveded y Melott reciba un espaldarazo o se demuestre incorrecto. Veremos.

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Disrupción energética masiva en 3C438: Colisión galáctica, o super-agujero negro

Publicado por Carlos en junio 1, 2007

En relación con los agujeros negros masivos de los que hablábamos hace un par de días, la misión Chandra acaba de proporcionar información muy interesante sobre el cluster de galaxias 3C438. Se trata de un objeto cósmico cuya escala es realmente impresionante. Está rodeado de una nube de gas a una temperatura de 170 millones de kelvins (o centígrados, que para este caso viene a ser lo mismo), cohesionada gracias al tirón gravitatorio de una masa equivalente a un billón (1012) soles. En este objeto se ha detectado un arco de gas brillante en la banda de rayos X, con una longitud es de 2 millones de años luz, así como una gran cavidad en la nube de gas que envuelve al cluster. En la imagen inferior se muestra la región del espacio en el que se encuentra 3C438 (y como se ve, no se aprecia nada especial en el espectro visible), así como una visión en rayos X de la zona (en la que claramente se muestra la intensidad del cluster). En la imagen siguiente se muestra concretamente la situación del arco de gas detectado, y de la cavidad en la nube de gas.

3C438 cluster

Credit: X-ray: NASA/CXC/CfA/R.P.Kraft; Optical: Pal.Obs. DSS

3C438 X-Rays labeled
Credit: X-ray: NASA/CXC/CfA/R.P.Kraft;

El origen de estas extraordinarias características del cluster es incierto. Por un lado, la explicación más extendida es que se trata del resultado del choque de dos grupos masivos de galaxias a velocidades del orden de 6 millones de km/h. Debido a esta colisión se generarían ondas de choque en las nubes de gas que rodean al cluster, y surgiría un arco como el detectado a lo largo del borde en torno al cual se produce el choque. El problema de esta hipótesis es que sólo se detecta un pico en la emisión de rayos X, en lugar de dos.

La explicación alternativa es que se trata de un agujero negro supermasivo que está tragando materia a un ritmo extraordinario. La acreción del material daría lugar a chorros de alta velocidad que calentarían y presionarían a la nube de gas circundante. En sí mismo, un fenómeno de este tipo no es extraño, pero sí lo es la magnitud del mismo para dar cuenta de la observación: el agujero negro debería haber tragado el equivalente a 30,000 millones masas solares en un periodo de 200 millones de años, o lo que es lo mismo, 150 soles al año. No hay precedente de algo similar.

3C438 X-Rays + Radio
(Credit: Radio: NRAO/VLA/A.H.Bridle & R.G.Strom; X-ray: NASA/CXC/CfA/R.P.Kraft)

Para darle más misterio a la cosa, una observación en la banda de radio de la parte central del cluster muestra efectivamente dos chorros, pero no apuntan en la misma dirección en la que se produce la cavidad en la nube de gas, tal como se aprecia en la figura superior. Habrá que esperar a futuras observaciones para ver si se aclara el origen de esta erupción de energía. Mientras tanto, es posible contemplar animaciones de los escenarios descritos en la web de la misión Chandra.

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