La Singularidad Desnuda

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El enigma de Urano, o cómo la materia oscura podría explicar el calentamiento interno de los planetas gigantes

Posted by Carlos en agosto 22, 2008

Uranus

NASA, ESA, and M. Showalter (SETI Institute)

Urano, el tercer planeta en tamaño del sistema Solar, guarda en su interior uno de los enigmas a los que los científicos planetarios llevan dándole vueltas desde hace años. Cuando en 1986 se analizaron detenidamente los datos obtenidos de la observación del planeta en la banda de infrarrojos se comprobó que irradiaba una cantidad muy pequeña de calor interno, máxime en comparación con el resto de planetas del Sistema Solar exterior. Concretamente, si se calcula la relación entre el calor despedido por el planeta y el que recibe del Sol se obtiene un valor situado entre 1.00 y 1.14 (i.e., en el mejor caso Urano emite un 14% más de calor del que recibe del Sol), mientras que para el resto de gigantes (Júpiter, Saturno, Neptuno) la relación es siempre mayor que 1.7. Esto hace de Urano el planeta más frío del Sistema Solar, con temperaturas atmosféricas de hasta -224ºC.

Las causas por las que Urano es tan frío no acaban de estar claras. Su estructura interna es diferente de la de Júpiter y Saturno (gigantes gaseosos), pero similar a la de Neptuno, con el que comparte la denominación de gigante de hielo. De hecho, aproximadamente un 80% de la masa del planeta es roca y hielo. Para ser precisos, Urano tiene un pequeño núcleo rocoso rodeado de un manto de agua, metano y amoniaco en fase fluida debido a la combinación de presión y temperatura. Por encima, una atmósfera de hidrógeno, helio, y partes menores de agua, metano y amoniaco, que se va mezclando gradualmente con el manto líquido. La única -o la principal- característica distintiva de Urano frente a sus planetas hermanos es la extrema inclinación de su eje de rotación (98º), que prácticamente sitúa a los polos del planeta en el plano orbital. Esta inusual inclinación se atribuye a un colosal impacto en el pasado, y bien pudo tener otros efectos de carácter profundo en el planeta, incluyendo la desactivación de la producción interna de calor. Para ver por qué pudo suceder esto, es necesario ver algunas de las hipótesis planteadas en torno al calentamiento interno de los planetas gigantes.

Indudablemente hay un componente gravitatorio en este flujo de calor, pero ése no es el fin de la historia. Así, se ha propuesto que la interacción con materia oscura puede jugar un papel fundamental. Del mismo modo que hay un halo de materia oscura asociado a la galaxia, cuerpos de menor tamaño (estrellas y planetas) pueden interactuar localmente con nubes de materia oscura. Algunos modelos de materia oscura sugieren que ésta puede auto-aniquilarse, lo cual podría ayudar a solventar las dificultades que los modelos de materia oscura fría presentan en relación con la estructura a pequeña escala de las galaxias. Un análisis de este tipo lo realizan por ejemplo Matthew W. Craig y Marc Davis en un trabajo titulado

publicado en New Astronomy (preprint disponible aquí). Aunque no exento de problemas (e.g., hay que justificar que la materia oscura no se auto-aniquilara completamente en el Universo joven, y hacer compatibles los productos de la aniquilación con las observaciones del fondo de rayos gamma), un modelo de este tipo podría explicar fenómenos como el bajo número de satélites de materia oscura de la Vía Láctea. A una escala de tamaño menor, la energía de la aniquilación de materia oscura capturada por un planeta podría efectivamente contribuir al calentamiento planetario. De ser así, el caso particular de Urano proporcionaría restricciones en relación a las características de la materia oscura en el halo galáctico. Esta consideración ha sido precisamente analizada por Saibal Mitra en un trabajo titulado

publicado en Physical Review D. Los números no terminan de cuadrar sin embargo, y en el caso de la Tierra hay una discrepancia en el flujo de calor de dos órdenes de magnitud en relación con lo que la acreción con perfecta eficiencia de materia oscura del halo galáctico indicaría. Una alternativa es la planteada por Stephen L. Adler en un artículo titulado

que está disponible desde hace dos días en ArXiv. En este paper Adler considera el caso de que la materia oscura no se auto-aniquile, lo que favorecería una mayor interacción con la materia bariónica ordinaria. La densidad máxima de la materia oscura ligada gravitatoriamente al Sol es de 105 (GeV/c2)/cm3, y una nube de tal densidad bastaría para explicar los flujos de calor en los planetas jovianos. En el caso particular de Urano, Adler aventura que el impacto que inclinó su eje de rotación tuvo el efecto de dispersar la nube de materia oscura que lo rodeaba (sería un efecto similar al observado en el Cúmulo Bala), con lo que privaría al planeta de su fuente de calentamiento interno.

Es una hipótesis interesante, y que también podría tener implicaciones en relación con el calentamiento de los exoplanetas del tipo “Júpiter caliente”, pero depende de la naturaleza de la materia oscura, por lo que habrá que esperar a que se tenga más información en relación a la misma para determinar si sigue siendo factible.

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Nuevos datos sobre la distribución de antimateria en el Universo

Posted by 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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