Sol y Ciencia La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica Número 6, 2014. Abril—Mayo—Junio

Grupo Amateur de Meteorología Espacial GAME www.meteorologiaespacial.es1

Emplazamiento publicitario gratuito. Contacta con GAME si quieres aparecer en esta pagina: [email protected]

Si quieres colaborar con la revista Sol y Ciencia aportando datos o artículos de interés, tienes tienda propia de astronomía y te gustaría tener publicidad sobre ella totalmente gratuita, eres una institución astronómica y quieres aportar un apartado de interés, pues contacta con GAME a través de la dirección: [email protected]

Contactaremos con la máxima brevedad posible. 2

Índice

Se descubre la estrella amarilla mas grande descubierta hasta ahora (pag. 8) Descubren los primeros vestigios del Big Bang (pag. 17)

4 5 6 8 10 12 13 14 15 17

NOTICIAS: Descubren nuevas estrellas “hiperveloces” Sale a la luz una teoría perdida de Einstein sobre el Big Bang Columnas de plasma ayudan a la Tierra a formar un escudo contra las tormentas solares La estrella amarilla mas grande es de 1300 veces el tamaño del Sol Una extraña señal procedente del centro de nuestra galaxia podría haber sido producida por la materia oscura

Stephen Hawking propone una nueva teoría sobre los agujeros negros Se consigue medir con precisión la velocidad de rotación de una galaxia Experimento de antimateria produce el primer haz de antihidrógeno Un grupo de regiones activas a una latitud solar bien alta Descubren los primeros vestigios del Big Bang APRENDE CIENCIA:

Catalogo de cuerpos exóticos

(Pag. 22 y 23)

¿Qué es el diagrama de HertzsprungRussell (Pag. 29)

18 19 20 21 22 25 26 28 29 32 38

Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

¿Por qué las estrellas se mantienen tal y como son? Los decrementos de Forbush El núcleo solar El color de las estrellas Objetos del universo exoticos Los gigantescos estallidos de rayos gamma (GRB)

Concurso de fotografía nocturna La formación del sistema solar

¿Qué es el diagrama de Hertzsprung-Russell? Colaboraciones: GRUPO SAROS Experimentos en familia

3

Noticias—SOL Y CIENCIA

Descubren nuevas estrellas “hiper-veloces” Un equipo internacional de astrónomos ha descubierto una nueva clase sorprendente de "estrellas hiper-veloces" - estrellas solitarias en movimiento lo suficientemente rápidas como para poder escapar de las garras gravitacionales de la galaxia de la Vía Láctea. Estas nuevas estrellas hiper-veloces son muy diferentes de las que se han descubierto con anterioridad. Las estrellas hiper-veloces originales y descubiertas hasta ahora eran grandes estrellas azules y parecían tener su origen en el centro de la galaxia. No obstante, ninguna de estas estrellas nuevas hiper-veloces descubiertas, provienen del centro de la galaxia, lo que implica que existe una nueva clase inesperada de estrellas con “hipervelocidad, además tienen un tamaño menor del descubierto hasta ahora. Los astrofísicos calculan que una estrella debe conseguir por lo menos un empuje de más de un millón de millas por hora en relación con el movimiento de la galaxia para alcanzar la velocidad de escape.

También estiman que el agujero negro central de la Vía Láctea tiene una masa equivalente a cuatro millones de soles, lo suficientemente grande como para producir una fuerza gravitacional lo suficientemente fuerte como para acelerar las estrellas a velocidades hiper. Hasta ahora, se han encontrado 18 estrellas gigantes azules hipervelocidad. Los descubridores han descubierto otras 20 estrellas similares al Sol de tamaño, que ellas se caracterizan como posibles estrellas hiper-veloces. "Una advertencia se refiere a los errores conocidos en la medición de movimientos estelares", dijo. "Para conseguir la velocidad de una estrella, lo que tienes que medir la posición muy precisa durante décadas. Si la posición se mide mal un par de veces durante ese intervalo de tiempo, puede parecer a moverse mucho más rápido de lo que realmente hace.” declaraba el principal investigador, Lauren Palladino. La gran pregunta es: ¿qué impulsaron a estas estrellas hasta estas velocidades tan extremas? Este será el segundo paso de su investigación

4

Noticias—SOL Y CIENCIA

Sale a la luz una teoría perdida de Einstein sobre el Big Bang Un manuscrito que ha pasado desapercibido durante décadas demuestra que Albert Einstein se planteó en 1931 una teoría alternativa al Big Bang, la gran explosión que dio origen al Universo, casi 20 años antes de que fuera defendida por primera vez ante la comunidad científica. Según el equipo del físico Cormac O'Raifeartaigh, del Instituto de Tecnología de Waterford en Irlanda, el texto propone que el Cosmos se expande de manera constante y eterna, lo que revela que el genio alemán, al menos durante un instante, tuvo en su mente el precedente de un modelo cósmico estacionario. La teoría del Big Bang dice que el Universo nació hace 13.800 millones de años de una «singularidad» infinitamente pequeña que se expandió violenta y rápidamente en un proceso conocido como inflación. La idea se reforzó cuando en los años 20 los astrónomos descubrieron que las galaxias distantes se están alejando y que el espacio se expande. A finales de los 40, los astrofísicos Fred Hoyle, Herman Bondi y Thomas Gold propusieron una teoría del estado estacionario. Según esto, el Universo es infinito, no cambia, no tiene ni principio ni final y las estrellas, planetas y galaxias continúan formándose a partir de la creación espontánea de materia. Más tarde, nuevas observaciones realizadas con telescopios y el descubrimiento casual logrado en 1964 por los físicos Arno Penzias y Robert Wilson de la radiación del fondo cósmico de microondas, el resplandor de ese gran estallido original, harían que el modelo fuera descartado por la mayor parte de la comunidad científica.

do como el borrador de otro documento. Cormac O'Raifeartaigh y sus colegas creen que no se trata de un borrador, sino de una primera hipótesis sobre el estado estacionario. Los autores han publicado su propuesta en el contenedor para prepublicaciones de Arxiv.org y han presentado su trabajo a la revista European Physical Journal. «Este hallazgo confirma que Hoyle no fue un loco», dice el coautor del estudio, Simon Mitton, un historiador de la ciencia en la Universidad de Cambridge (Reino Unido), a la web de la revista Nature. «Si Hoyle lo hubiera conocido (el texto de Einstein), sin duda lo habría utilizado para rebatir a sus oponentes», dice O'Raifeartaigh. O'Raifeartaigh y su equipo creen que Einstein se arrepintió pronto de su teoría. Por lo visto, se dio cuenta de que había cometido un error en sus cálculos, lo corrigió (tachó un número con un bolígrafo de un color diferente) y probablemente, según los investigadores, decidió que la idea no iba a funcionar y la dejó a un lado. Ningún otro documento de Einstein recoge los mismos cálculos. Sin embargo, los autores creen que el hecho de que Einstein experimentara con el concepto del estado estacionario demuestra su persistente resistencia a la idea del Big Bang, a pesar de que otros teóricos han demostrado que es una consecuencia natural de su teoría general de relatividad.

Pero el documento recién descubierto demuestra que Einstein ya había descrito la misma idea 20 años antes, posiblemente durante un viaje a California. El texto puede ser consultado en los Archivos de Albert Einstein en Jerusalén e incluso se puede ver online, pero había sido clasificaSol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

5

Noticias—SOL Y CIENCIA

Columnas de plasma ayudan a la Tierra a formar un escudo contra las tormentas solares

Científicos identifican un proceso en la magnetosfera de nuestro planeta que refuerza su protección manteniendo a raya la energía solar entrante. Científicos del Instituto Tecnológico de Massachussetts (MIT, por sus siglas en inglés), en Estados Unidos, y la agencia norteamericana del espacio, la NASA, han identificado un proceso en la magnetosfera de la Tierra que refuerza su protección, manteniendo a raya la energía solar entrante. El campo magnético de la Tierra o magnetosfera se extiende desde el núcleo del planeta hacia el espacio, donde se encuentra con el viento solar, una corriente de partículas emitidas por el Sol. En su mayor parte, la magnetosfera actúa como un escudo para proteger la Tierra de esta actividad solar de alta energía.

Pero cuando este campo está en contacto con el campo magnético del Sol, un proceso llamado "reconexión magnética", se pueden transmitir poderosas corrientes eléctricas de nuestra estrella a la atmósfera terrestre, azuzando las tormentas geomagnéticas y los fenómenos meteorológicos espaciales que pueden afectar a los aviones a gran altitud, así como a los astronautas en la estación Espacial Internacional. Mediante la combinación de observaciones de la tierra y el espacio, el equipo detectó una nube de partículas de plasma de baja energía que esencialmente se mueve a lo largo de las líneas del campo magnético, fluyendo desde la atmósfera inferior de la Tierra hasta decenas de miles de kilómetros sobre la superficie, donde el campo magnético del planeta conecta con el del Sol.

En esta región, que los científicos llaman el "punto de fusión", la presencia del denso plasma frío retrasa la reconexión magnética, reduciendo los efectos del Sol en la Tierra. "El campo magnético de la Tierra protege la vida en la superficie de todas las consecuencias de estas explosiones solares", afirma John Foster, director asociado del Observatorio Haystack del MIT.

"La reconexión despoja algunos de nuestros escudos magnéticos y permite la fuga de energía, fomentando grandes y violentas tormentas. Estos plasmas se de6

Noticias—SOL Y CIENCIA jan arrastrar por el espacio y ralentizan el proceso de reconexión, por lo que el impacto del Sol sobre la Tierra es menos violento", describe en la revista Science. Durante más de una década, los científicos de este observatorio han estudiado los fenómenos de columnas de plasma utilizando una técnica llamada GPS-TEC, en la que los científicos analizan las señales de radio transmitidas desde los satélites GPS a más de 1.000 receptores en tierra. Los grandes eventos del clima espacial, como las tormentas geomagnéticas, pueden alterar las ondas de radio entrantes, una distorsión que los científicos pueden utilizar para determinar la concentración de partículas de plasma en la atmósfera superior. Usando estos datos, se pueden producir mapas mundiales de dos dimensiones de los fenóme-

nos atmosféricos. Estas observaciones terrestres han ayudado a arrojar luz sobre las características clave de estas columnas, como la frecuencia con la que se producen y lo que hace a algunas más fuertes que otras. Para obtener una imagen más precisa, en tres dimensiones, de toda la magnetosfera, se necesitarían observaciones directamente desde el espacio. Con este fin, Foster envió a Brian Walsh, del Centro de Vuelo Espacial Goddard, de la NASA, los datos que muestran una columna de plasma que emana de la superficie de la Tierra y que se extiende hacia las capas inferiores de la magnetosfera, durante una tormenta solar moderada en enero de 2013.

atmósfera. Las tres naves espaciales se cruzaron con el punto de la magnetosfera en el que Foster había detectado una columna de plasma desde el suelo. El equipo analizó los datos de cada nave y encontró que el mismo frío y denso hilo de plasma se extendía hasta el final hasta que la tormenta solar entraba en contacto con el campo magnético de la Tierra. Foster asegura que las observaciones desde el espacio validan las mediciones del suelo e, incluso, la combinación de los datos de la tierra y el espacio ofrecen una imagen muy detallada de un mecanismo de defensa natural en la magnetosfera de la Tierra.

Walsh estudió la fecha analizando las trayectorias orbitales de tres naves espaciales que han estado dando vueltas a la Tierra para estudiar las auroras en la

Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

7

Noticias—SOL Y CIENCIA

La estrella amarilla mas grande es de 1300 veces el tamaño del Sol Una versión “monstruo” de nuestro Sol se ha encontrado y se trata del mayor miembro conocido de la familia de estrellas amarillas de la cual pertenece el Sol. Este hermano mayor de nuestro sol emite luz en longitudes de onda similares a nuestra estrella pero su diámetro es de 1300 veces más grande. Si esta estrella se ubicará en nuestro sistema solar en lugar de nuestro sol, se tragaría todos los planetas entre Mercurio y Júpiter. La estrella es apodada como HR 5171 A, y se encuentra en la constelación del Centauro, a una distancia de unos 12.000 años luz de la Tierra. HR5171A no es la estrella más grande que se conoce, ya que por ejemplo la estrella UY Scuti es de unas 1700 veces más grande, pero no se encuentra en la misma fase de la evolución estelar y pertenece a una estrella roja. Los dos tipos de estrellas, amarillas y rojas pueden llegar a ser hipergigantes, pero las hipergigantes amarillas alguna vez previamente fueron de un tamaño de unas 700 veces el del Sol. HR5171A es un 50 por ciento más grande que la supergigante roja Betelgeuse, ubicada en la constelación de Orion.

cipal. Las dos estrellas se orbitan entre si formando un sistema binario. Aun así sus centros de masa están separados en una distancia superior a la que hay entre el Sol y Saturno. HR5171A es tan grande que las dos continuamente casi se rozan, formando como una estructura de cacahuete, tal y como se muestra en la imagen. Este sistema estelar no es suficientemente grande para las dos…

(IMAGEN DE LA DERECHA: Fotografía tomada por el VLT de la ESO observando dicha estrella)

Esta estrella aguarda una sorpresa, y es que esta estrella no viaja sola por el espacio interestelar. HR5171 tiene una estrella hermana mucho más pequeña orbitando. Esta estrella de mucho menor brillo tiene un tercio de tamaño que la estrella prin-

8

Noticias—SOL Y CIENCIA

Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

9

Noticias—SOL Y CIENCIA

Una extraña señal procedente del centro de nuestra galaxia podría haber sido producida por la materia oscura Cuanto más analizan los científicos una extraña señal desde el centro de nuestra galaxia, más parece ser el resultado de la aniquilación de la materia oscura. Si se confirma, sería la primera evidencia directa de materia oscura jamás vista. La materia oscura es una misteriosa sustancia invisible que compone aproximadamente el 85 por ciento de toda la materia del universo. Flota en toda nuestra galaxia, pero está más concentrada en su centro. Allí, una partícula de materia oscura puede coincidir con otra volando por el espacio. Si colisionan, van a aniquilar-

se entre sí (la materia oscura es su propia antipartícula ) y emitirán rayos gamma como resultado. Para buscar una señal de la materia oscura, los astrónomos utilizan el telescopio de rayos gamma Fermi de la NASA para mapear la radiación gamma a lo largo de la galaxia. Luego, tratan de dar cuenta de todas las fuentes conocidas de luz dentro de este mapa. Trazan la ubicación del gas y polvo que podrían estar emitiendo radiación y restar esa señal de su mapa de rayos gamma. Luego

determinan donde están todas las estrellas y restan esa luz, y así sucesivamente para todos los objetos que podrían estar emitiendo radiación. Una vez que todas esas fuentes se han descartado, sigue existiendo un pequeño exceso de radiación gamma en los datos que ningún proceso conocido puede explicar. "Cuanto más escudriñamos, más parece que se trata de la materia oscura", dijo el astrofísico Dan Hooper, del Fermi National Accelerator Laboratory, co-autor de un artículo publicado en arXiv, informa la NASA. Desde 2009, Hooper reclama que esta señal luminosa es la evidencia de materia oscura. Según los últimos datos de su equipo, la radiación gamma puede ser producida por partículas de materia oscura con una masa de 30 a 40 gigaelectronvoltios (GeV ) que chocan unas con otras. Pero el centro de la galaxia es un lugar complicado. Hay muchas otras fuentes de rayos gamma que podrían imitar una señal de materia oscura, así como los fenómenos aún no descubiertos que podrían explicar la radiación. En su mayor parte, algunos otros investigadores han estado convencidos de los datos de Hooper. Un contra-argumento utilizado algunas veces- es que la señal de rayos gamma exceso podría provenir de púlsares de milisegundos - núcleos de estrellas muertas que giran muy rápido y haz una enorme cantidad de energía.

10

Noticias—SOL Y CIENCIA

Los astrónomos aún no tienen una buena comprensión de cómo funcionan estos objetos. Doug Finkbeiner, astrónomo de Harvard y co-autor del nuevo estudio, ha sido durante mucho tiempo un escéptico de que el exceso de señal del telescopio representa la aniquilación de materia oscura. Sabe que el centro de la galaxia es un lugar extraño lleno de fenómenos inesperados, después de haber descubierto en 2010 dos gigantescas estructuras que abarcan 50.000 años luz y que emanan de la Vía Láctea, algo que había pasado inadvertido hasta entonces, pero una mirada más cuidadosa a los datos de Hooper ha empezado a convencer a Finkbeiner de que podría haber algo ahí. Cuando se forma una galaxia, la atracción gravitatoria reúne una enorme masa que comienza a girar. A medida que giran, las grandes galaxias se enfrían y se aplanan como una pizza, formando la forma espiral familiar vista

en muchas imágenes del telescopio. La materia oscura, que en realidad constituye la mayor parte de la masa de una galaxia, no puede aplanarse ya que no interactúa con la fuerza electromagnética, lo que le permitiría irradiar energía térmica. Se queda en un halo esférico que rodea la galaxia. Por lo que cualquier señal de la materia oscura no debe venir sólo desde dentro del plano de la galaxia, sino también desde arriba y por debajo de ella, donde hay pocas estrellas, pero la materia oscura es abundante. El problema es que el centro de la galaxia es muy brillante. Sus miles de millones de estrellas emiten una increíble cantidad de luz que brilla por encima y por debajo del plano de la Vía Láctea. Mostrar que la señal de rayos gamma proviene de la materia oscura y nada más requiere una cartografía muy precisa. Pero los datos del telescopio Fermi también pasan a ser un poco borrosos en los rangos de energía donde aparece la señal de la materia

Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

oscura. Finkbeiner peinó los datos de Fermi y logró un mapa que muestra exactamente que la señal de exceso de rayos gamma era procedente de zonas en las que deberían existir estrellas y no es así. Estos datos están llevando a otros investigadores a tomar nota. "En el futuro podremos decir que fue cuando se descubrió la materia oscura", dijo el físico teórico Neal Weiner de la Universidad de Nueva York. Para responder definitivamente a esta pregunta, los científicos probablemente tendrán que estudiar las galaxias enanas, que son hasta un 99 por ciento materia oscura y contienen algunos otros fenómenos extraños que podrían imitar una señal de la materia oscura. El telescopio Fermi tendrá que mirar a estos objetos durante unos cuantos años antes de que tenga datos suficientes para confirmar o negar los resultados más recientes.

11

Noticias—SOL Y CIENCIA

Stephen Hawking propone una nueva teoría sobre los agujeros negros Stephen Hawking propone eliminar los horizontes de sucesos como solución al problema de la pérdida de información en los agujeros negros. La característica definitoria de un agujero negro es su horizonte de sucesos: la superficie más allá de la cual nada, ni siquiera la luz, puede escapar. Las curiosas propiedades de los horizontes de sucesos llevan decenios ocupando a los físicos teóricos, que ven en ellos un laboratorio matemático ideal para intentar conjugar la mecánica cuántica y la relatividad general de Einstein. Ahora, en una breve nota aparecida la semana pasada en el repositorio arXiv, el célebre físico Stephen Hawking ha propuesto una llamativa idea para dar cuenta de sus extrañas propiedades: eliminarlos. Según el físico de Cambridge, el colapso gravitatorio de un cuerpo no llegaría nunca a producir un horizonte de sucesos en sentido estricto. En su lugar, formaría una región que, desde el punto de vista clásico, quedaría descrita por una configuración caótica. De esta manera la famosa paradoja de la pérdida de información en los agujeros negros no revestiría un carácter más ni menos profundo que el de otros sistemas caóticos comunes en la naturaleza, como el tiempo meteorológico: aunque tales fenómenos se rigen por leyes deterministas, sus propiedades no lineales hacen que, en la práctica, resulte imposible trazar su evolución con todos los detalles. Así, aunque la información relativa al estado de un sistema caótico no desaparece en principio, después de transcurrido cierto tiempo sí resulta irrecuperable en la práctica. En los años setenta, a partir de consideraciones muy generales sobre el comportamiento de los campos cuánticos en un espacio-tiempo con un horizonte de sucesos, Hawking demostró que los agujeros negros no podían ser completamente negros, sino que debían emitir partículas. Ese proceso de emisión tendría lugar de manera básicamente aleatoria, por lo que las partículas radiadas no podrían codificar la información relativa a los objetos que, en el pasado, hubiesen caído en el interior del agujero negro. Semejante pérdida de información, sin embargo, resulta incompatible con las leyes de la mecánica cuántica.

La última idea de Hawking se enmarca en el debate sobre los «muros de fuego» (firewalls), una controvertida propuesta lanzada hace un año y medio por los físicos de la Universidad de California A. Almheiri, D. Marolf, J. Polchinski y J. Sully para dar cuenta del problema de la pérdida de información en los agujeros negros. Al analizar las propiedades cuánticas de la radiación de Hawking, estos investigadores llegaron a la conclusión de que un observador que cayese en un agujero negro debería incinerarse nada más atravesar el horizonte. La idea ha sido desde entonces objeto de acalorados debates, ya que hasta ahora siempre se había pensado que un observador no debería experimentar nada especial al atravesar un horizonte de sucesos. De hecho, desde que Polchinski y sus colaboradores publicasen su artículo, numerosos físicos han argumentado en contra de los muros de fuego y han señalado presuntas inexactitudes en el razonamiento original de los autores. Al eliminar los horizontes de sucesos, la nueva propuesta de Hawking suprime también la necesidad de postular muros de fuego. La nota publicada la semana pasada es la transcripción de una charla que el físico de Cambridge pronunció en un congreso sobre agujeros negros celebrado el verano pasado en Santa Bárbara. Apenas consta de dos páginas y no incluye ninguna ecuación ni detalles concretos, por lo que debe entenderse más como el esbozo de una posible línea de investigación futura que como una solución concluyente al problema de la pérdida de información en los agujeros negros.

12

Noticias—SOL Y CIENCIA

Se consigue medir con precisión la velocidad de rotación de una galaxia Utilizando el telescopio espacial Hubble, por primera vez se ha podido medir con precisión la velocidad de rotación de una galaxia con tan solo observar el movimiento de sus estrellas. La galaxia utilizada para dicha investigación ha sido la Gran Nube de Magallanes y se ha podido descubrir que la parte central de la galaxia completa una rotación cada 250 millones de años. Es casi la misma duración que tarda nuestro Sol en dar una vuelta completa a nuestra galaxia (240 millones de años). Hubble registro el movimiento de las estrellas durante un periodo de siete años. Hay que tener en cuenta que la galaxia se ubica a 170.000 años luz de distancia de nosotros. Galaxias con forma de disco, como la Vía Láctea y la Gran Nube de Magallanes generalmente giran como un carrusel. El seguimiento de precisión del Hubble ofrece una nueva manera de determinar la rotación de una galaxia por el movimiento propio "de lado" de sus estrellas, como se ve en el plano del cielo. Los astrónomos han medido la duración de los movimientos hacia los lados de los objetos celestes cercanos, pero esta es la primera vez que la

CURIOSIDADES SOBRE EL SOL Aunque el Sol está formado principalmente de hidrógeno, nuestra estrella está compuesta por otros elementos. En la superficie solar (fotosfera) se encuentran los siguientes componentes:

precisión ha pasado a ser suficiente como para ver la rotación de otra galaxia distante. Durante el siglo pasado, los astrónomos calcularon las tasas de rotación de las galaxias observando un ligero cambio en el espectro de luz de las estrellas. Este cambio se conoce como el efecto Doppler. Si las estrellas de otra galaxia se mueven en dirección hacia Tierra, se mostrará un corrimiento al azul espectral. Estrellas que se dirigen lejos de la Tierra en el lado opuesto de una Hidrógeno Helio Oxígeno Carbono Hierro Neón Nitrógeno Silicio Magnesio Azufre - 0,04%

Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

73,46% 24,85% 0,77% 0,29% 0,16% 0,12% 0,09% 0,07% 0,05%

galaxia mostrarán un desplazamiento hacia el rojo del espectro. Las observaciones del Hubble recientemente medidas y los movimientos Doppler previamente medidas, proporcionan información complementaria acerca de la velocidad de rotación de la Gran Nube de Magallanes. Para hacernos una idea, el telescopio espacial Hubble es tan preciso que si nos imaginamos un ser humano en la Luna, nos permitiría determinar a qué velocidad crece el cabello de esta persona. En el núcleo del Sol, grandes cantidades de hidrógeno se convierten en helio cada segundo. Gracias a estas reacciones que se producen en el interior del Sol, se produce la energía que mantiene a nuestra estrella.

13

Noticias—SOL Y CIENCIA

La Tierra y la Luna vista desde el planeta Marte

La siguiente fotografía que mostramos es la primera fotografía hecha a la Tierra desde Marte. Fue tomada el pasado día 31 de enero por la sonda Curiosity. Ampliada la imagen se puede apreciar muy débilmente la luna. En el momento que se fotografío la Tierra desde Marte, nuestro planeta se ubicaba a unos 160 millones de km.

Experimento de antimateria produce el primer haz de antihidrógeno El experimento ASACUSA en el CERN ha tenido éxito por primera vez en la producción de un haz de átomos de antihidrógeno. En un artículo publicado hoy en Nature Communications, los investigadores de ASACUSA informarón de la detección inequívoca de 80 átomos de antihidrógeno a 2,7 metros de la corriente principal de su producción, donde la influencia perturbadora de los campos magnéticos utilizados inicialmente para producir los antiátomos es pequeña. Este resultado es un paso significativo hacia la espectroscopia hiperfina preciso de átomos de antihidrógeno. La antimateria no ha sido hasta ahora observada en el universo, y su ausencia sigue siendo un gran enigma científico. Sin embargo, es posible producir cantidades significativas de anti-

hidrógeno en experimentos en el CERN mezclando antielectrones (positrones) y antiprotones de baja energía producidos por el descelerador de Antiprotones. Los espectros del hidrógeno y el antihidrógeno se prevé que sean idénticos, por lo que cualquier pequeña diferencia entre ellos se abriría de inmediato una ventana a una nueva física, y podría ayudar a resolver el misterio de la antimateria. Con su único protón acompañado de un solo electrón, el hidrógeno es el átomo más simple existente, y uno de los sistemas más precisamente investigados. Por lo tanto las comparaciones de átomos de hidrógeno y antihidrógeno constituyen una de las mejores maneras de realizar pruebas de alta precisión de la simetría materia / antimateria. La materia y la antimateria se aniquilan inmediatamente cuan-

do se encuentran, así que aparte de la creación de anti-hidrógeno, uno de los retos clave para los físicos es mantener antiátomos lejos de la materia ordinaria. Para ello, los experimentos se aprovechan de las propiedades magnéticas del antihidrógeno (que son similares a los de hidrógeno) y el uso de campos magnéticos no uniformes muy fuertes para atrapar antiátomos el tiempo suficiente como para poder estudiarlos. Sin embargo, los fuertes gradientes del campo magnético hacen degradar las propiedades espectroscópicas de los átomos (antiatomos). Para permitir la espectroscopia de alta resolución limpia, la colaboración ASACUSA desarrolló una innovadora puesta a punto de transferir átomos de antihidrógeno en una región en la que se pueden estudiar en vuelo, lejos del campo magnético fuerte. 14

Noticias—SOL Y CIENCIA

Un grupo de regiones activas a una latitud solar bien alta Es una característica bien conocida del ciclo solar que sus primeros grupos de manchas solares aparezcan en las altas latitudes solares. Cuando se inicia un ciclo solar, las manchas solares suelen aparecer a unos 30 grados del mismo ecuador solar. A medida que va progresando el ciclo solar, poco a poco las regiones activas se concentran cada vez más hacia el ecuador, llegando a alcanzar los 15 grados del ecuador cuando se va a finalizar el ciclo solar. Este movimiento de las manchas solares también se puede seguir en un diagrama que muestra la latitud de grupos de manchas solares a través del tiempo (como en la imagen que mostramos). Aunque no es algo normal, la última región activa que sobrepaso los 30 grados partiendo del ecuador solar fue la región activa 11069, un grupo de manchas solares de tamaño razonable que apareció en mayo de 2010, y alcanzó la latitud más alta con 41 grados.

En el hemisferio sur, ni un solo grupo de manchas solares con una latitud de más de 35 grados se había observado hasta ahora. Eso cambió hace unos días, con la aparición de la región activa 11962 que alcanzó una latitud de -37 grados. No es raro que en esta fase (máximo) del ciclo solar, grupos de manchas solares sigan apareciendo en estas altas latitudes. Además, no son necesariamente pequeñas e inactivas. En la gráfica superior, se observa el diagrama de mariposa, en el cual se puede observar este movimiento que realizan las regiones activas por su paso por el disco solar. Con el paso de los años (dentro del mismo ciclo solar) estas regiones activas se van concentrando más y más hacia el ecuador. El punto amarillo representa la región activa 11069 que apareció en mayo del 2010, y en color rojo tenemos la región activa 11962 que apareció hace unas semanas atrás.

Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

15

Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA

Fotografías seleccionadas del perigeo de Venus junto con la Luna

16

Noticias—SOL Y CIENCIA

Se encuentran los primeros vestigios del Big Bang el Centro Harvard-Smithsonian para la Astrofísica anunciaba que este lunes, 17 de marzo, albergaría una rueda de prensa para anunciar "un gran descubrimiento". Se ha anunciado que han detectado ondas gravitacionales gracias a un detector situado en el polo sur denominado BICEP. Una onda gravitacional es una ondulación del espacio-tiempo producida por un cuerpo masivo acelerado, o como radiación gravitacional remanente del Big Bang. Las ondas gravitacionales son una consecuencia de la teoría de la relatividad general de Einstein y se transmiten a la velocidad de la luz (300 000 km/s). Nunca había sido posible detectarlas directamente, aunque sí se conocían evidencias indirectas de ellas, como el decaimiento del periodo orbital observado en un púlsar binario.

Las ondas gravitacionales del Big Bang podrían ofrecernos información del primer instante de vida del Universo. O, más concretamente, de lo que sucedió cuando el Universo apenas tenía 10^(-34) segundos de edad. Fue en ese instante cuando tuvo lugar lo que los cosmólogos conocen como inflación, un periodo de expansión extremadamente rápido del universo. El estudio del universo a estas escalas de tiempo infinitesimales se preveía casi imposible ya que el universo era opaco a las ondas electromagnéticas y hasta que el universo no se enfrió los fotones no pudieron correr con libertad. En teoría las ondas gravitacionales podrán proporcionarnos información de ese joven y caótico universo. Las ondas gravitacionales son a la cosmología y la astrofísica lo que el bosón de Higgs ha sido para la física de partículas.

¿Sabias que? La masa del Sol es de aproximadamente 1,989,000,000,000,000,000,000,000,000,000 kilogramos pero a la misma vez nuestra estrella consume 4 millones de toneladas por segundo para convertirlo en energía. Pero a todo ello, el Sol también expulsa material hacia el exterior de otra manera. El viento solar y cuando se producen eyecciones de masa coronal son una principal fuente de expulsión de toneladas de material hacia el exterior. Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

17

Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA

Progresión del ciclo solar actual

(ofrecido por el SIDC)

¿Por qué las estrellas se mantienen tal y como son? La gran mayoría de las estrellas como el Sol son estables, esto significa que ni se expanden ni se comprimen. Se puede decir entonces que las estrellas están en un perfecto equilibrio, lo que es llamado como “equilibrio hidrostático”. Este equilibrio es el perfecto equilibrio entre la presión, gravedad y temperatura de una estrella. No obstante, las estrellas están siempre en plena evolución, pero es un proceso tan lento que prácticamente no se observa. La atracción gravitatoria entre las masas de varias regiones dentro de las estrellas produce fuerzas tan grandes que tienden a colapsar a la estrella hacia su centro. La fuerza gravitatoria que tiende a derrumbar las estrellas hacia su centro debe ser equilibrada exactamente al 100% por una presión dentro de ellas. Esta presión es la producida por las mismas reacciones nucleares que se producen en el núcleo del Sol. Si la presión interior en una estrella no fuese lo suficientemente grande para equilibrar el peso de sus partes externas, la estrellas se contraería un poco, haciendo que la presión fuera mas alta para equilibrarse con el peso. Si la presión fuera mayor que el peso de las capas superiores, la estrella se expandiría mas y de esa manera disminuiría la presión interior. 18

Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA

Los decrementos de Forbush No todo es malo cuando se eyectan eyecciones de masa coronal (CME) del Sol. Constantemente todo el universo es bombardeado por rayos cósmicos, procedentes de varios fenómenos lejanos como por ejemplo: núcleos activos de galaxias, supernovas, colisiones entre galaxias, etc… Los rayos cósmicos son partículas de muy alta energía que viajan a velocidades cercanas de la luz. Estas partículas penetran la heliosfera solar y se adentran dentro del sistema solar y viajan hacia cualquier dirección. Muchas de estas partículas alcanzan nuestra magnetosfera terrestre cada segundo y la consiguen penetrar. Cuando los rayos cósmicos llegan a la alta atmosfera, estos se desintegran. Se conoce con total exactitud que cuando se alcanza el punto máximo del ciclo solar, la cantidad de rayos cósmicos disminuye, y cuando se llega al punto mínimo del ciclo solar, el flujo de rayos cósmicos que llegan a nuestro planeta aumenta. Hace unos años se descubrió lo llamado como Decrementos de Forbush. Cuando una CME se aleja del Sol, esta se expande cada vez más. Esto sería algo similar a como cuando hinchamos un globo, cada vez aumenta a medi-

da que aplicamos aire. Las eyecciones de masa coronal a medida que se alejan del Sol se expanden formando como una barrera magnética. Estas eyecciones de masa coronal llegan a alcanzar el extremo del sistema solar, y quedan de una forma muy expandidas. Esta barrera magnética que forman las CME’s son capaces de desviar los rayos cósmicos, haciendo que se note un descenso temporal de pocas horas de este flujo de partículas. En estos eventos, el flujo de rayos cósmicos puede llegar a descender hasta un -20% respecto los valores normales. Estos sucesos se denominan decrementos de Forbush por el físico de rayos cósmicos Scott Forbush.

Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

19

Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA

El núcleo solar El núcleo del Sol se considera que se extiende desde el centro hasta alrededor de 0,2-0,25 radios solares. Se trata de la parte más caliente del Sol y del Sistema Solar . Tiene una densidad de hasta 150 g/ cm3 (150 veces la densidad del agua) y una temperatura cercana a los 15 millones kelvin , o alrededor de 15 millones grados Celsius, por el contrario, la superficie del Sol está cerca de 6000 grados Kelvin. El núcleo está hecho de gas caliente y denso en el estado plasmático, a una presión estimada en 265 mil millones bar (26,5 cuatrillones de pascales o 3840000000000 psi). El núcleo, genera el 99% de la energía de fusión del sol. Unos 3,6x10^38 (36.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000 .000) protones (núcleos) de hidrogeno se convierten en helio cada segundo, lo que genera una energía de 380 yotawatts (380.000.000.000.000.000.000.000.000 wattios) lo que equivale a 91.000.000.000 megatones de TNT cada segundo. El núcleo produce casi todo el calor del Sol a través de la fusión: el resto de la estrella se calienta por la transferencia hacia el exterior del calor desde el núcleo. La energía producida por la fusión en el núcleo, a excepción de una pequeña parte llevada a cabo por los neutrinos , debe viajar a través de muchas capas sucesivas hasta llegar a la fotosfera solar antes de que se escape en el espacio como la luz solar o energía cinética de las partículas. Los fotones de alta energía (rayos gamma) liberados en las reacciones de fusión necesitan mucho tiempo para llegar a la superficie del Sol. Son frenados por el camino indirecto que se encuentran hasta salir hacia el exterior, así como por la dispersión

constante de electrones libres en la zona radiativa solar (la zona interior de 0,75 radios, donde la transferencia de calor es por radiación). Los fotones encuentran muchas trabas en su viaje y rebotan en la zona interna radiativa hasta que encuentran una salida hacia la capa mas exterior. Los modelos actuales ponen la escala de tiempo de difusión de fotones, o "tiempo de viaje de fotones" desde el núcleo hasta el borde interior de la zona de radiación, en alrededor de 170.000 años. Este es el tiempo que tardaría un fotón, dispersando al azar, para viajar desde el centro del Sol hasta el borde interior de la zona de convección. Por ello se puede decir que el calor y la luz que recibimos ahora mismo en la Tierra fue producida en el interior del Sol hace miles de años. En el proceso de transferencia de calor desde el núcleo hasta la fotosfera, cada rayo gamma en el núcleo del Sol se convierte durante la dispersión en varios millones de fotones de luz visible, antes de escapar hacia el espacio. Los neutrinos también son liberados por las reacciones de fusión en el núcleo, pero a diferencia de los fotones que tardan miles de años de escapar del Sol, muy raramente interaccionan con la materia, por lo que casi todos son capaces de escapar del Sol inmediatamente.

20

Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA

El color de las estrellas Las estrellas, vistas desde la Tierra aparentan tener un color blanco a primera vista. Pero si las miramos detenidamente notaremos una variedad de colores distintos: azul, blanco, rojo, dorado, amarillo,… Todo es causado por la radiación de cuerpo negro, en el cual las estrellas tienen una curvatura de luz muy parecida. Un cuerpo negro hace referencia a un objeto opaco que emite radiación térmica. Un cuerpo negro perfecto es aquel que absorbe toda la luz incidente y no refleja nada. A temperatura ambiente, un objeto de este tipo debería ser perfectamente negro (de ahí procede el término cuerpo negro.). Sin embargo, si se calienta a una temperatura alta, un cuerpo negro comenzará a brillar produciendo radiación térmica. Todos los objetos emiten radiación térmica (siempre que su temperatura esté por encima del cero absoluto, o -273,15 grados Celsius), pero ningún objeto es en realidad un emisor perfecto, en realidad emiten o absorben mejor unas longitudes de onda de luz que otras. Estas pequeñas varia-

ciones dificultan el estudio de la interacción de la luz, el calor y la materia utilizando objetos normales. Afortunadamente, es posible construir un cuerpo negro prácticamente perfecto. Se construye una caja con algún material que sea conductor térmico, como el metal. La caja debe estar completamente cerrada por todas sus caras, de forma que el interior forme una cavidad que no reciba luz del exterior. Entonces se hace un pequeño agujero en algún punto de la caja. La luz que salga de ese agujero tendrá un parecido casi exacto a la luz de un cuerpo negro ideal, a la temperatura del aire del interior de la caja. Las estrellas son similares a los

Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

cuerpos negros, y la variación de su color es causado por la diferencia de las temperaturas de su superficie. Las estrellas frías irradian la mayor parte de su energía hacia el lado rojo e infrarrojo del espectro electromagnético y por eso son estrellas de color rojizas. A lo contrario, las estrellas calientes emiten hacia el lado azul y ultravioleta del espectro electromagnético, por ello estas estrellas son de color azul. Todo lo contrario de lo que podríamos pensar, ya que el color rojo significa frio, y el color azul significa muy caliente. Nuestra estrella tiene una temperatura media/baja, lo cual el color del Sol es blanca con un pequeño tono de color amarillo.

21

Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA

Catálogo de cuerpos celestes exóticos I: Los Púlsares

Una vez tenemos entendido lo que es una estrella, desde que nace, vive y muere, podemos encontrar en el cosmos una variedad de cuerpos que resisten a la desaparición total y se transforman en otra clase de objetos a fin de empezar otro ciclo vital. Recordemos que un mismo material sub-atómico puede formar parte del interior de la una estrella, como formar parte de un campo magnético, como ser parte de polvo y gas en una nebulosa. El universo está reciclando ese material constantemente y tan solo cuando se conjugan ciertos factores de presión, temperatura, gravedad, etc. Pueden dar lugar al nacimiento un abanico diferente de objetos que no se comportan como una estrella ordinaria, por lo tanto, merecen otro tipo de clasificación y estudio. En esta ocasión les hablaremos de los Púlsares. La palabra Púlsar es la abreviatura de Pulsating radio souce (Fuente de radio pulsante), y es la que usamos para nombrar aquellas estrellas de neutrones que tienen un campo magnético tan fuerte y compacto, que induce a las partículas de la propia superficie de la estrella a canalizarse a través de los filamentos del campo magnético y por lo tanto amplifica su capacidad de emitir señales de radiación electromagnética. Los púlsares tienen dos peculiaridades muy destacadas. La primera es que todos rotan sobre su eje de forma exactamente calibrada. Unos más despacio y otros asombrosamente rápido. Algunos giran tan deprisa que la forma del disco de la estrella se prolonga y se expande, haciendo que adopten formas ovaladas desde su ecuador. El púlsar más rápido detectado hasta la fecha giraba en torno a 8,7 y 10,5 millones de kilómetros por hora.

La segunda característica principal que presentan, son los dos grandes chorros de radio, rayos X y rayos gamma que salen proyectados desde ambos polos. La configuración magnetica del campo que rodea una estrella de neutrones, suele ser tan denso que todo material queda absorbido en forma de espiral hacia los polos, incluso las propias partículas que emita la estrella, de ahí que los polos magnéticos del púlsar estén siempre emitiendo en forma de cañón una señal constante. Desde la Tierra observamos con radiotelescopios la ubicación de estos púlsares para fijar una serie de coordenadas celestes, ya que son tan precisos y estables, que su haz sirve de “faro” improvisado para establecer las posiciones relativas del resto de cuerpos. Como toda estrella de neutrones, si las circunstancias lo permiten, pueden ejercer la suficiente fuerza gravitacional como para tener sujetos en órbita tanto planetas como otras estrellas. Cuando empezó la cursa por la búsqueda de planetas extrasolares, se descubrió el primer sistema Solar de 2 planetas y un púlsar como centro, llamado PSR B1257+12. Su mismo descubridor, el radioastrónomo Aleksander Wolszczan, detectó un grupo de tres planetas en órbitas casi circulares a 0.2 , 0.36 y 0,47 UA del púlsar central y con masas de 2 a 4 la terrestre. Otro ejemplo es la del sistema Centaurus X-3, con un sistema binario entre una estrella de clase espectral O con un púlsar que envía señales de radio con mucha más intensidad. Por último añadir, que un pulsar nace de la muerte de una estrella masiva, la estrella de neutrones es el núcleo que queda de ella. Pasados largos períodos de tiempo, el púlsar puede tener diversos finales, algunos de ellos bastante exóticos y que ya veremos más adelante, mientras que una de las tendencias más comunes es que se vaya transformando en enana blanca, dependiendo de unos factores podría volver a generar actividad en su interior, o bien podría terminar de enfriarse y convertirse en un planeta o un asteroide gigante, dependiendo de su tamaño, que por otra parte pueden ser variados, pero por lo general pequeños.

22

Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA

Catálogo de cuerpos celestes exóticos II: Los Cuásares

Dejando a un lado las supernovas y las emisiones de rayos gamma, que pueden producir varios cuerpos, los cuásares son los objetos más luminosos del cosmos. Con una luminosidad media aproximada de un billón de Soles, los quasi-stellar radio source, pertenecen a la clase de “galaxias activas”, denominadas así por su semejanza a una galaxia muy pequeña y densa rotando en torno a un agujero negro, y desplazándose a gran velocidad. Los Cuásares entran en nuestra categoría de prototipos de agujero negro y fenómenos derivados, precisamente porque para que se originen es necesario que un sistema binario constituido por una estrella supermasiva y un agujero negro de masa superior a 10^6 / 10^9 colisionen. En algunas ocasiones, el origen de algunos cuásares se produce por la colisión de pequeñas galaxias enteras, por lo tanto, este cuerpo celeste se desvincula por completo de lo que conocemos como una estrella, tanto por sus proporciones y luminosidad, como por su tipología de radioemisión.

en torno al objeto central, creando diferentes capas cada vez más y más espesas hasta establecer un equilibrio de gravedades entre las nebulosas tan densas y compactas que giran con el agujero negro, de este modo nace un nuevo tipo de proto-galaxia. Los cuásares nos recuerdan el aspecto de un huracán en la Tierra, pero más densos y compactos y con un único punto central que se caracteriza por emitir desde sus polos enormes jets de partículas propulsadas cargados de rayos-X , rayos UV e infrarrojos, así como ondas de radio y en menos proporción rayos gamma. Los cuásares más grandes emiten mayor cantidad de estas partículas que cientos o miles de galaxias pequeñas juntas. La media es que iluminen unas 100 veces más que la Vía Láctea. Otra de las peculiaridades importantes de los cuásares, son la velocidad a la cual viajan, algunos más lentos como al 37% de la velocidad de la luz y unos pocos van asombrosamente rápido, al 90% aproximadamente de la velocidad de la luz. Estos parámetros los deducimos gracias al efecto Doppler, ya que todos los cuásares presentan su espectro en el rojo. Gracias a algunos experimentos que se han hecho utilizado la Luna como eclipse natural, se ha podido deducir la relación entre los impulsos que emiten y las velocidades a las cuales se separan de nosotros, así como los púlsares son “faros” de posicionamiento, los cuásares nos ayudan a indicar las distancias relativas respecto a las zonas por las cuales viaja, y como estas se van distorsionando por el efecto de tracción gravitacional. Aquellos cuásares que están posicionados de cierta manera para que su chorro principal de plasma este ubicado en dirección a la Tierra, se llaman Blázares. Algunos de ellos, sirven como referencia para detectar lentes gravitacionales distorsionadoras de luz que puedan vagar invisibles por el espacio.

Después de que un agujero negro masivo devore a la estrella principal de un sistema concentrado de nebulosas y proto-estrellas menores, los restos supervivientes de dicha explosión comienzan a rotar Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

23

Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA

24

Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA

Los gigantescos estallidos de rayos gamma (GRB) Los estallidos de rayos gamma (GRBs) son destellos de rayos gamma (radiación electromagnética de alta frecuencia) que provienen de explosiones energéticas en galaxias distantes. Ellos son conocidos por ser los eventos electromagnéticos más radiantes en el Universo. Las explosiones pueden durar desde diez milisegundos hasta varios minutos (una ráfaga típica dura 20 a 40 segundos). Los GRB’s fueron descubiertos a finales del año 1960, sin embargo, esto no fue un descubrimiento intencional. Fueron descubiertos por los satélites de EE.UU llamados Vela, que fueron construidos en realidad para detectar pulsos de radiación gamma emitidos por las armas nucleares probadas en el espacio.

El primer detector de rayos gamma fue enviado al espacio en el satélite Explorer XI . Fue lanzado en 1961 y funcionó durante 7 meses. Explorer XI detectó rayos gamma con energías de 100 MeV y superiores. La primera detección de GRB’s vino de los satélites Vela, que eran propiedad de varios departamentos del gobierno de Estado Unidos. Su objetivo fue detectar las fuentes de rayos gamma principalmente en la superficie de la Tierra y en la atmósfera, con el fin de asegurarse de que otros países no estaban violando los tratados internacionales con el uso de armas nucleares. En total, se consideraron sólo 16 eventos que fueron de origen cósmico [no de la Tierra o el Sol]. Estos eventos observados tenían un rango de tiempo de menos de 0,1 segundos hasta 30 segundos.

La pieza principal del equipo para la detección de estas explosiones era BATSE. BATSE se incorporó en CGRO con el propósito específico de la detección de los GRBs, que consistía en ocho módulos repartidos por la nave para obtener una visión completa del universo (en todas direcciones). Durante los años que estuvo en CGRO acción, se detectó más de 2.000 GRBs. Para 1998 el catálogo BATSE contenía 2.704 detecciones confirmadas, lo que equivale a cerca de una detección de GRB por día. Los resultados de BATSE mostraron que la distribución de GRB en el cielo era isotrópica. Esto nos dice que los GRBs no están localizados en la Vía Láctea, sino que son distribuidos de manera uniforme en todas las direcciones, lo cual se puede suponer que los GRBs deben venir de todas partes del universo. La mayoría de los GRBs observados se consiste en un haz estrecho de intensa radiación liberada durante una supernova o hipernova como una rotación rápida, estrellas de gran masa que se colapsan para formar una estrella de neutrones, estrella de quarks, o un agujero negro. Una subclase de GRBs (las explosiones "cortas") parecen provenir de un proceso diferente - esto puede ser debido a la fusión de estrellas de neutrones binarias. La causa de la ráfaga precursora observada en algunos de estos eventos cortos pueden ser debidos al desarrollo de una resonancia entre la corteza y el núcleo de tales estrellas como resultado de las fuerzas de marea masivas experimentado en los segundos previos a la colisión, haciendo que el toda la corteza de la estrella se rompa.

Aunque se detectaron los primeros GRBs en la década de 1960, pasarían otros 30 años hasta que se tomará en serio este evento cosmico, con el lanzamiento del Compton Gamma-Ray Observatory [CGRO]. Dentro de esos 30 años, varios telescopios habían sido lanzados al espacio para detectar y cartografiar el cielo en rayos gamma, sin embargo, ninguno de ellos estaba investigando GRBs hasta que llegó el CGRO. Cuando el CGRO fue lanzado en abril de 1991, fue el mayor observatorio (en cuanto peso) lanzado al espacio - un peso de cerca de 17.000 kilogramos.

Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

25

Primera posición

26

Concurso de fotografía nocturna Durante los primeros meses del año, GAME celebró el primer concurso de fotografía nocturna. Durante varias semanas, muchos participantes enviaron sus fotografías. Al finalizar el plazo de envió de fotografías, se realizo la votación y gracias a la colaboración de todos nuestros seguidores, la fotografía que resultó ganadora fue la que ven en la página anterior. La fotografía fue tomada por Brandon Giesbrecht. En realidad todas las fotografías enviadas fueron preciosas y la elección de la fotografía ganadora fue realmente difícil. Desde GAME queremos agradecer la colaboración a todos los participantes del concurso. En la parte inferior de esta página verán las fotografías que quedaron en segunda y tercera posición.

Segunda posición

Tercera posición

27

Aprende ciencia —SOL Y CIENCIA

La formación del sistema solar La formación del sistema solar se inició con el colapso gravitacional de una pequeña parte de una nebulosa gigante. La mayor parte de la masa que colapsó a causa de la gravedad, se concentró en un solo punto central formando a nuestro sol. Por ahora se sostiene, que hace 4,6 mil millones de años, el sistema solar se formó. La nebulosa causante de ello se estima que podría haber llegado a tener varios años luz de largo. Tan pronto como la nebulosa colapsó por la fuerza de la gravedad, los átomos que se ubicaban en esa zona central donde se encontraba la gran mayor parte de la masa, empezaron a colisionar cada vez con más frecuencia causando que liberaran energía en forma de calor.

concentrando la gran mayor parte de la masa, se volvía cada vez más caliente. Cuando las fuerzas como la gravedad, presión del gas, campos magnéticos y la rotación actuaron en ella, la nebulosa en contracción empezó a aplanarse, tomando la forma de un disco protoplanetario con un diámetro de aproximadamente 200 UA, y una protoestrella caliente y densa al centro (como vemos en la imagen). Con el paso de los millones de años, la misma

temperatura y presión del núcleo de lo que sería el Sol, llego a ser tan grande que el hidrógeno empezó a fusionarse creando una propia fuente interna de energía que fue la que contrarrestó la fuerza de la contracción gravitacional hasta que se llegó alcanzar el equilibrio hidrostático (presión vs. gravedad). A partir de ahí nuestro Sol llegó a nacer. Los restantes de la nebulosa, fueron los que crearon los planetas y el resto del sistema solar…

De esta forma, el centro de ello, donde la misma gravedad estaba 28

Aprende ciencia —SOL Y CIENCIA

¿Qué es el diagrama de Hertzsprung-Russell? El diagrama de Hertzsprung-Russell es un método de organización estelar que representa la luminosidad en función de la temperatura superficial de las estrellas en un sistema de ejes cartesianos. Al ordenar las estrellas de esta manera se puede comprobar que la mayor parte de ellas ocupan una diagonal, a las estrellas de esta posición se dice que están en la secuencia principal. A su vez, puesto que el tipo espectral (o color) de una estrella depende de su temperatura superficial, este cambia en función de cuanto se avanza en el eje de abscisas, desde las estrellas tipo O (azul) como Naos, hasta las tipo M (rojo) como Gliese 581, pasando por las de tipo G (amarillo) donde se encuentra nuestro Sol. A parte de la rama de la secuencia principal encontramos diferentes zonas donde se agrupan estrellas: en la parte superior derecha encontramos las ramas de las gigantes y las supergigantes mientras que en la inferior izquierda la de las enanas blancas.

La secuencia principal está ocupada por estrellas llegadas a la madurez, como nuestro Sol (que se encuentra en la parte central). Representa también el estadio evolutivo en el que una estrella transcurre la mayor parte de su existencia.

Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

29

Colaboradores de GAME—SOL Y CIENCIA

30

Colaboradores de GAME—SOL Y CIENCIA

Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

31

Colaboradores de GAME—SOL Y CIENCIA

Grupo SAROS, expediciones científicas El grupo SAROS es una asociación científicocultural, sin ánimo de lucro, formada por astrónomos profesionales y amateurs, que tienen como objetivos la observación, registro y divulgación de eventos astronómicos destacados, con especial referencia a los eclipses de Sol y Luna. También la elaboración de materiales didácticos para dar a conocer este tipo de fenómeno tanto a nivel escrito, como fotográfico y audiovisual. Los inicios: La actividad del grupo comenzó en 1994 con motivo del eclipse parcial de Sol que pudo observarse desde Canarias a la puesta de Sol (Anular desde Marruecos) a partir de entonces se realizaba un seguimiento visual y fotográfico de los eclipses lunares y solares observables desde las islas. Tras la observación de eclipse parcial de Sol con casi un 90% de parcialidad desde Canarias en febrero de 1998 se programó la primera expedición científica al eclipse total de Sol que tendría lugar el 11 de agosto de 1999 en Centro Europa. El grupo formado por 7 miembros de Gran Canaria se desplazó a Alemania para registrar el eclipse aunque las nubes no dejaron ver la totalidad. Entre 1999 y 2001 nos centramos en la observación de varios eclipses lunares y sobretodo en la retransmisión On Line de eventos astronómicos importantes a través de la página Web. La asociación nace en 2001 tras iniciativa de Frank A. Rodríguez y Antón Fernández Villanueva dos amantes de la astronomía residentes en Gran Canaria que tienen como pasión la observación y divulgación de este tipo de fenómenos astronómicos.

Tras la expedición a Munich en 1999 vieron la necesidad de crear la asociación ante la creciente demanda divulgativa de este tipo de fenómenos y gestionar mejor la organización de las futuras expediciones en compañía de otros especialistas. SAROS es una de las muy pocas asociaciones en el mundo dedicada casi exclusivamente a observar eclipses totales de Sol por todo el mundo. A fecha de hoy cuenta a sus espaldas desde su fundación con 10 eclipses totales de Sol, 2 eclipses anulares de Sol, 1 tránsito de Mercurio y 2 tránsitos de Venus por delante del Sol, así como más de 17 eclipses lunares. Hoy en día SAROS está considerada mundialmente como una referencia obligatoria para todos aquellos apasionados de los eclipses totales de Sol. Entre las muchas actividades que realiza la asociación en numerosos lugares de España podemos destacar la participación en diversos eventos astronómicos, actividades públicas de observación con telescopios, retransmisiones en directo de eventos astronómicos como observaciones solares, eclipses, etc y por supuesto la divulgación de temas relacionados con la astronomía y sobre todo con los eclipses en su página web y el blog de expediciones. Sobre todo, destacar la mayor actividad y visitas del blog durante las expediciones, ya que durante cada expedición vamos relatando día a día las aventuras y experiencias que tenemos durante el viaje y cuyo culmen ocurre durante la observación del eclipse total. A demás de relatar la expedición vamos ofreciendo muchas imágenes de la expedición de los eclipses casi a tiempo real. SAROS colabora estrechamente con el centro astronómico Roque Saucillo, en La Vega de San Mateo (gran Canaria), con la Organización Salmantina de la Astronáutica y el Espacio (OSAE) y tiene como principal distribuidor de material a Astroeduca.com (venta de material astronómico). También colabora con un grupo internacional de cazadores de eclipses. 32

Colaboradores de GAME—SOL Y CIENCIA

¿QUÉ SIGNIFICA SAROS? SAROS es un período 223 meses sinódicos (de luna nueva a luna nueva) de 6585.3211 días (unos 18 años y 10 días y medio) tras el cual la Tierra y la Luna se encuentran aproximadamente a la misma posición en sus órbitas y se produce por lo tanto un eclipse muy similar al anterior de su ciclo. Desde la antigüedad este sistema se ha utilizado para predecir los eclipses. Pongamos un ejemplo. Si recuerdan, hace unos años, el 03 de Octubre de 2005 se produjo un eclipse anular de Sol en España, pues sumando ese período nos da el siguiente eclipse anular del ciclo que será el 14 de Octubre de 2023 y si seguimos sumando tendremos otro eclipse anular el 25-10-2041 y así sucesivamente. lo único que cambia es el lugar desde donde se ve el eclipse, ya que aunque el

Sol, la Tierra y la Luna ocupan casi el mismo lugar en el espacio, la rotación de la Terra hace que el eclipse no se vea en el mismo sitio siempre. También hay que tener en cuenta pequeñas variaciones en la órbita para calcular donde se va a ver como anular, ya que poco a poco la franja de totalidad/anularidad se va desplazando de norte a Sur o viceversa desde que se inicia un ciclo hasta que finaliza.

¿POR QUÉ “CAZAR” UN ECLIPSE? Por la geometría que hemos explicado antes, los eclipses no ocurren siempre en el mismo lugar, de hecho, en realidad suelen pasar muchos años para ver dos eclipses totales o anulares de Sol desde el mismo sitio. Por ejemplo, desde Salamanca capital el último eclipse total de Sol el 2907-1478 y no podremos ver otro

Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

total hasta el 16-09-2965. Como veis, si tuviera que esperar en mi casa para ver un eclipse total de Sol tendría que “esperar” 1487 años para ver el siguiente. Por lo tanto queda claro que si no te quieres morir sin ver ningún eclipse, es posible que tengas que desplazarte. Todos los años se produce al menos un eclipse total de Sol y uno anular, el problema es que la banda desde donde se ve anular/ total es muy pequeña y hay que situarse en el lugar adecuado para ver el eclipse tomo tal. En ocasiones con desplazarte unos pocos cientos de kilómetros es suficiente, pero a veces tienes que recorrer la mitad del planeta para dar con el sitio adecuado. De ahí el término “cazador de eclipses”, aunque la expresión más correcta sería “perseguidor de eclipses”. 33

Colaboradores de GAME—SOL Y CIENCIA ¿CÓMO SE PREPARA UNA EXPEDICIÓN? Preparar una expedición no es nada sencillo, ya que hay que tener un montón de factores en cuenta. Para que os hagáis una idea solemos comenzar a preparar cada expedición aproximadamente unos 2 años y medio o 3 antes. Y se complica aún más, puesto que nos suele pasar que, aún no hemos hecho el viaje y estamos preparando ya la siguiente expedición. La elección del lugar, elección del material a llevar, logística, comunicación, meteorología, etc. La elección más difícil suele ser el lugar de observación. Hay que tener varios factores en cuenta. Hay que buscar un sitio con buenas estadísticas meteorológicas (aunque no siempre es posible) porque nuestra máxima prioridad son los cielos despejados. Ir a ver un eclipse y que se nuble en el momento crítico es lo peor que le puede pasar a un cazador de eclipses. A demás de la meteorología, tenemos que buscar un sitio que esté lo más próximo posible a la línea centras, ya que es ahí donde mayor duración tendrá el eclipse (cuando se trata de eclipses totales, cada segundo cuenta). Hay que tener buena movilidad, es decir, buen acceso por carretera para desplazarse en el último momento

en caso que tener nubes de última hora que hagan peligrar la observación y por supuesto, tener un plan de huida llegado el caso. Otro factos importante es la economía. Buscaremos siempre dentro de lo posible abaratar los costes del viaje y por último el turismo. Ya que te desplazas medio mundo para ver el eclipse, al menos que tengas algo para hacer turismo el resto de los días. En cada expedición llevamos material específico a nuestras posibilidades, no es lo mismo llevarte tu telescopio con su montura automatizada, 3 tubos, 5 cámaras de fotos y otras 4 de vídeo, la estación meteorológica, etc.. a tu pueblo que llevarte eso mismo a un atolón en medio del pacífico sur en una pequeña avioneta y donde solamente puedes llevarte 3 kilogramos de material. Otro factor muy importante es la movilidad. Hay que tener planificadas varias rutas por carretera para desplazarse en caso de que haya previsiones de nubes en la zona de observación. También tenemos que saber algo de meteorología y los días previos al eclipse estamos prácticamente la mitad del día estudiando las imágenes satélite y modelos meteorológicos de la zona para acertar

34

Colaboradores de GAME—SOL Y CIENCIA

con las revisiones o bien elegir otro lugar de observación con mejores previsiones de nubosidad. La conexión a internet, casi siempre es primordial, ya que muchos de los datos que utilizamos para determinar el tiempo nos hace falta una conexión a internet a demás claro está de poder relatar e nuestro diario de expediciones los avances de la expedición en curso. Todos estos factores que os he ido contando tan solo es una pequeña parte de todo lo que hacemos para preparar una expedición.

RECORDANDO EL PASADO. REPASAMOS ALGUNAS DE LAS EXPEDICIONES DE SAROS EN EL PASADO La primera expedición se realizaría en 1999 para observar el eclipse total de Sol desde Munich. Desgraciadamente la presencia de nubes no dejaron ver la totalidad. En junio de 2001 tendría lugar la segunda expedición del grupo, en esta ocasión a Zambia con motivo del eclipse Total de Sol del 21 de junio de 2001. En la expedición, además de varios miembros de Gran Canaria se incorporaron expedicionarios desde México y Península. La expedición fue un éxito y en agosto de 2001 se realizó una presentación en el cine IMAX del museo Elder de la Ciencia y la Tecnología de Las Palmas de Gran Canaria con un lleno absoluto. Un año más tarde, en 2002, en la expedición al eclipse total de Sol de Sudáfrica conjuntamente con el grupo Shelios. En 2003 se realizó una nueva expedición al eclipse anular de Sol en el norte de Escocia. En 2004 se

prepararon dos actividades, una de ellas en Canarias y otra en Salamanca para observar el tránsito de Venus por delante del disco solar. Ambas actividades fuero un éxito. 2005 sería el año del eclipse anular de Sol en España. En esta ocasión también se formaron dos grupos para la observación del eclipse, uno en Cuenca y otro en Salamanca. Menos de medio año después y sin dejarnos tiempo para descansar viajamos hasta la frontera de Egipto con Libia para ver otro glorioso eclipse total. Cuando de eclipses totales de Sol se trata, las esperas son duras, ya que estamos ansiosos por ver el siguiente. En 2008 viajamos hasta China para ver el siguiente eclipse, e cual observamos con toda claridad desde el desierto de Gobi, casi en la frontera con Mongolia. Al año siguiente tuvimos un gran reto en el eclipse más largo del siglo. Tuvimos que decidir nuestra ubicación y sacrificar varios minutos para asegurarnos el eclipse, pero gracias a esas decisiones pudimos ver el eclipse total a través de una fina capa de nubes y además, una de las fotos nuestras fue seleccionada por la NASA como APOD (Astronomy Picture Of the Day). La siguiente expedición también sería complicada y con una logística especial. Volamos hasta la Polinesia francesa para poder ver el eclipse desde Tatakoto, un pequeño atolón situado a unos 1200 km de Tahití. La experiencia fue inolvidable y los pocos habitantes que había en la isla nos trataron como si fuéramos de la familia. Sin duda fue uno de los mejores viajes. Aunque en 2011 no había ningún eclipse total, si que pudimos observar uno parcial desde España. El

Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

35

Colaboradores de GAME—SOL Y CIENCIA grupo de Canarias tuvo nubes durante el eclipse, pero el grupo que se desplazó a Alicante, pudo disfrutar de un bonito amanecer con nuestra estrella eclipsada parcialmente. El 2012 sería un año cargado de emociones. En Junio realizamos dos expediciones para observar el tránsito de venus por delante del Sol. Una se dirigió a Grecia, para ver las últimas fases del tránsito y otra viajó a California para observar el inicio y el máximo del tránsito. Unos meses después, en Noviembre, viajamos para observar otro eclipse total de Sol desde Australia y pese a parecer un eclipse fácil, la verdad es que varios miles de personas no lo pudieron ver por culpa de las nubes. SAROS gracias a una previsión y buena preparación pudimos ver el eclipse en su plenitud bajo un cielo completamente despejado. A nuestro regreso Oscar Martín ofreció una conferencia sobre la expedición de Australia en el centro que tiene la NASA en España “Madrid Deep Space Comunication Complex” (MDDCC) Por último viajamos en 2013 a Kenia para ver un eclipse total que duraría tan solo 12 segundos. Por desgracia este no pudimos verlo, ya que nos sorprendió una enorme tormenta de arena unos minutos antes de la totalidad y no tuvimos tiempo de reacción. Hay ocasiones en las que no podemos luchar contra la naturaleza. Lo peor fue que tan solo 1 minuto y 6 segundos después de que terminara la totalidad, el fino creciente solar aparecía de entre las nubes. Perdimos el eclipse por poco más de un minuto!!!! Eso es mala suerte!!

VISTAS AL FUTURO ¿CUÁLES SON LAS PRÓXIMAS EXPEDICIONES DE SAROS? Aunque tenemos planeadas a groso modos las expediciones hasta el año 2050, las más inmediatas son hasta el 2017. La próxima expedición prevista será en 2015. Dadas las malas estadísticas meteorológicas para la zona de totalidad, decidimos no repetir lo de Kenia y asegurarnos el eclipse. Por ese motivo embarcaremos en un vuelo especial para ver el eclipse desde unos 11.500 metros de altura entre las islas Feroe e Islandia. Así, sabemos con total certeza que no nos perderemos este eclipse por culpa de las nubes. La siguiente expedición será en 2016 y la realizaremos a alguna parte de Indonesia, posiblemente en Sulawesi. También es un eclipse logísticamente y meteorológicamente complicado. Pero desde SAROS intentaremos por todos los medios estar en el sitio adecuado. Y para el 2017 tenemos prevista una gran expedición a Estados Unidos para ver otro eclipse total de Sol. Este al coincidir en época de vacaciones en España, será además de una expedición, un viaje turístico por algunas de las zonas más bellas de Estados Unidos. Por su puesto, además de los eclipses totales de Sol, el 9 de mayo de 2016 tenemos el tránsito de Mercurio por delante del disco solar y además será visible desde España. Por lo que haremos varias actividades públicas para observar el fenómeno. ¿PUEDO PARTICIPAR EN LAS EXPEDICIONES AUNQUE NOS SEA SOCIO? Sí, no hay ningún problema en acompañarnos a las expediciones, siendo mayor de edad. Aunque recordamos que las expediciones tienen como fin principal la observación del eclipse, todo lo demás, excursiones, visitas y turismo son para complementar el viaje, y en caso de tener que suprimir alguna por casusas del eclipse, sin dudarlo lo hacemos. Por lo tanto, lo único que le tiene que quedar claro a la gente que nos acompaña es que la prioridad absoluta es la observación del eclipse.

36

Colaboradores de GAME—SOL Y CIENCIA VISTO UNO VISTOS TODOS, ¿NO? El que diga eso es que no ha visto un eclipse total del Sol en su vida. Cada eclipse es diferente uno del otro, y por lo general, siempre nos parece mejor el último. El aspecto de la corona cambia constantemente, cambia en tamaño, forma y brillo. El cielo también es diferente, a veces ves planetas cerca del Sol, otras veces no, el horizonte tiene más color en una ocasiones que en otras, depende de lo profundo que sea el eclipse y de la altura a la que esté el Sol. El lugar desde donde lo observar siempre es diferente, puedes estar en una ciudad, en un prado o en pleno desierto, cada lugar unido al eclipse total te transmite cosas diferentes. La cromosfera también cambia de un eclipse a otro, puede que tengas un eclipse casi sin protuberancias o que tengas enormes rodeando el disco solar. Incluso las nubes pueden marcar un buen eclipse, ya que cuando has tenido hasta pocos minutos antes de la totalidad, y justo antes de la totalidad se despeja y al final ves el eclipse, disfrutas mucho más y la euforia se hace sentir. ¿CUÁNDO SERÁ EL PRÓXIMO ECLIPSE TOTAL EN ESPAÑA? El próximo eclipse total de Sol visible como tal desde España ocurrirá el 12 de Agosto de 2026. Aunque aún faltan muchos años, desde SAROS estamos

preparando ya un evento enorme por toda la península para observar el eclipse y retransmitirlo en directo desde varios puntos. También estamos preparando una página web sobre este eclipse. Sin duda ese año, no se hablará de otra cosa entre los astrónomos españoles. Y si pensáis que para el siguiente eclipse total falta mucho más aún, os equivocáis. Menos de un año después, el 2 de Agosto de 2027 podremos ver otro eclipse total desde el Sur de la Península, y por si esto fuera poco, a los 6 meses podremos ver también desde España otro eclipse anular de Sol en Enero de 2028. Sin duda, aunque queda aún mucho tiempo, nos esperan unos fructíferos años de eclipses en España.

Enlaces recomendados para los cazadores de eclipses Web de SAROS: http://www.saros.org/ Blog “Diario de expediciones”: http://gruposaros.blogspot.com.es/ Facebook: https://www.facebook.com/saros.scientificexpeditions Grupo de cazadores de eclipses de España: https://groups.yahoo.com/neo/groups/eclipse_chasers/info Listado de expediciones del grupo SAROS: http://www.osae.info/saros/expediciones_saros.htm OSAE: http://www.osae.info/ Twitter: https://twitter.com/SAROSgroup Galería de fotos SAROS: https://www.flickr.com/photos/120262573@N04/ Eclipse Chasers: http://www.eclipse-chasers.com/ Meteorología para eclipses “Jay Anderson” http://home.cc.umanitoba.ca/~jander/ Xavier Jubier: http://xjubier.free.fr/en/index_en.html Eclipse Guy: http://eclipseguy.com/ Autor: Oscar Martín Mesonero (SAROS expediciones científicas) (Organización Salmantina de la Astronáutica y el Espacio) Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

37

Experimentos científicos—SOL Y CIENCIA

Experimento en familia... CAMBIOS DE PRESIÓN Hoy vamos a ver, de una forma sencilla, el efecto que ejerce la presión atmosférica en el agua. No es un experimento peligroso, pero los niños necesitarán la supervisión de un adulto para realizarlo, ya que tendremos que utilizar un mechero. Los materiales son facilísimos de encontrar por casa:

Materiales: - Una vela. - Un mechero o cerillas. - Un vaso de tubo. - Un plato hondo. - Agua.

Procedimiento:   

Echamos agua en el plato, a un nivel en el que, al poner la vela encima, el agua no apague la llama. Colocamos cuidadosamente la vela en el plato y la encendemos con el mechero (o una cerilla). Cuando la llama esté estable, cubrimos la vela con el vaso.

Observaremos que poco a poco la llama se va apagando, debido al limitado oxigeno que hay dentro del vaso. Finalmente, la llama se apagará y el vaso "absorberá" parte del agua del plato. ¿Por qué ocurre esto?

Explicación: El aire que se encuentra dentro del vaso está caliente, pues la llama hace que el gas a su alrededor alcance una alta temperatura, expandiéndose. Cuando se apaga la vela (por la falta de oxígeno), la temperatura baja drásticamente, haciendo que el gas que había en el interior del vaso se comprima, a la vez que se reduce su presión. Es por esto que el agua "sube", pues la presión atmosférica externa la "empuja" hasta conseguir que ésta se iguale con la interna, además de ocupar el espacio que el gas ha dejado vacío al comprimirse. 38

Últimos datos—SOL Y CIENCIA

Últimos 108 días de datos solares: Mostramos los últimos 108 días de datos recolectados por el satélite GOES 15, pertenecientes a: 1 fila: Rayos X (procedentes a las fulguraciones) 2 fila: Cantidad de manchas solares visibles por día 3 fila: Niveles de protones detectados por el satélite GOES15 4 fila: Nivel de rayos cósmicos detectados por el detector de Moscow 5 fila: Estado del campo magnético terrestre detectado por el magnetómetro del satélite GOES15

Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

39

Grupo Amateur de Meteorología Espacial www.meteorologiaespacial.es 40